Hviezdy vyžarujú obrovské množstvo žiarenia do vesmíru, takmer úplne reprezentované rôznymi typmi lúčov. Celková energia žiarenia hviezdy vyžarovaná za určité časové obdobie je svietivosť hviezdy. Index svietivosti je veľmi dôležitý pre štúdium svietidiel, pretože závisí od všetkých charakteristík hviezdy.

Prvá vec, ktorá stojí za zmienku, keď hovoríme o svietivosti hviezdy, je, že ju možno ľahko zameniť s inými parametrami hviezdy. Ale v skutočnosti je všetko veľmi jednoduché - stačí vedieť, za čo je každá charakteristika zodpovedná.

Svietivosť hviezdy (L) primárne odráža množstvo energie vyžarovanej hviezdou – a preto sa meria vo wattoch, ako každá iná kvantitatívna charakteristika energie. Toto je objektívna veličina: pri pohybe pozorovateľa sa nemení. Tento parameter je 3,82 × 10 26 W. Indikátor jasu našej hviezdy sa často používa na meranie svietivosti iných hviezd, čo je oveľa pohodlnejšie na porovnanie - vtedy je označený ako L ☉, (☉ je grafický symbol Slnka.)

Je zrejmé, že najinformatívnejšou a najuniverzálnejšou charakteristikou z vyššie uvedených je svietivosť. Keďže tento parameter zobrazuje intenzitu vyžarovania hviezdy najpodrobnejšie, možno ho použiť na zistenie mnohých charakteristík hviezdy – od veľkosti a hmotnosti až po intenzitu.

Svietivosť od A po Z

Hľadanie zdroja žiarenia vo hviezde netrvá dlho. Všetka energia, ktorá môže opustiť hviezdu, vzniká v procese termonukleárnej fúzie. Atómy vodíka, ktoré sa pod gravitačným tlakom spájajú do hélia, uvoľňujú obrovské množstvo energie. A v masívnejších hviezdach „horí“ nielen vodík, ale aj hélium - niekedy ešte masívnejšie prvky, dokonca aj železo. Potom je získaná energia mnohonásobne väčšia.

Množstvo energie uvoľnenej počas jadrovej reakcie priamo závisí od - čím je väčšia, tým viac gravitácia stláča jadro hviezdy a tým viac vodíka sa súčasne premieňa na hélium. Ale nie je to samotná jadrová energia, ktorá určuje svietivosť hviezdy - koniec koncov, musí byť tiež vyžarovaná smerom von.

Tu vstupuje do hry oblasť žiarenia. Jeho vplyv v procese prenosu energie je veľmi veľký, čo je ľahko overiteľné aj v bežnom živote. Žiarovka, ktorej vlákno sa zahreje až na 2800 °C, po 8 hodinách prevádzky výrazne nezmení teplotu v miestnosti, ale bežná batéria s teplotou 50–80 °C dokáže miestnosť vyhriať. do citeľného dusna. Rozdiely v účinnosti sú spôsobené rozdielmi v množstve povrchovej plochy emitujúcej energiu.

Pomer medzi plochou jadra hviezdy a jej povrchom je často úmerný pomeru vlákna žiarovky a batérie - priemer jadra môže byť len jedna desaťtisícina celkového priemeru hviezdy. Svietivosť hviezdy je teda vážne ovplyvnená plochou jej vyžarujúceho povrchu - teda povrchom samotnej hviezdy. Teplota tu nie je taká významná. Žiarivosť povrchu hviezdy je o 40 % menšia ako teplota fotosféry Slnka – no vďaka jej veľkej veľkosti prevyšuje jej svietivosť svietivosť Slnka 150-krát.

Ukazuje sa, že pri výpočte svietivosti hviezdy je úloha veľkosti dôležitejšia ako energia jadra? Nie naozaj. Modrí obri s vysokou svietivosťou a teplotou majú podobné svietivosti ako červené nadobry, ktoré sú oveľa väčšie. Navyše, najhmotnejšia a jedna z najhorúcejších hviezd má najvyššiu jasnosť zo všetkých známych hviezd. Kým sa nenájde nový rekordér, debata o najdôležitejšom parametri pre svietivosť sa tým končí.

Využitie svietivosti v astronómii

Svietivosť teda pomerne presne odráža energiu hviezdy aj jej povrch – preto je zahrnutá do mnohých klasifikačných tabuliek, ktoré astronómovia používajú na porovnávanie hviezd. Medzi nimi stojí za to zdôrazniť diagram

5.2.1. Základné charakteristiky Slnka: polomer, hmotnosť, svietivosť

Slnko je typická hviezda, ktorej vlastnosti sú pre svoju výnimočnú blízkosť k Zemi prebádané podrobnejšie a lepšie ako iné hviezdy.

Ako u každej hviezdy, hlavné charakteristiky Slnka sú polomer, hmotnosť a svietivosť.

Zdá sa, že Slnko je takmer kruh (stlačenie spôsobené pomalou rotáciou je asi 10 – 5) s ostro ohraničeným okrajom alebo končatinou. Keďže plynová guľa nemôže mať hranicu, okraj Slnka sa chápe ako fotometrický okraj, ktorý je určený prudkým poklesom rozloženia jasu Slnka v blízkosti okraja pre žiarenie s vlnovou dĺžkou 500 nm.

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

Povrch gule opísanej okolo stredu Slnka s polomerom R Slnka možno nazvať konvenčným povrchom Slnka, pretože je blízko hornej vrstvy hlavnej, najhlbšej časti slnečnej atmosféry (fotosféry), kde teplotné minimum a najväčšia opacita plynov. Práve tieto vlastnosti zabezpečujú ostrosť viditeľného okraja Slnka.

Hmotnosť Slnka možno zistiť z tretieho Keplerovho zákona aplikovaného na Slnko a akékoľvek teleso, ktoré okolo neho obieha:

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

Priemerná hustota hmoty Slnka je ‹ρ› = 1,41 g/cm 3 .

Energetické ožiarenie zo Slnka vo vzdialenosti 1 a. e sa nazýva slnečná konštanta a je definovaná ako celkové množstvo žiarivej slnečnej energie, ktorá prejde za jednotku času jednotkovou plochou kolmou na smer Slnka a nachádza sa mimo zemskej atmosféry vo vzdialenosti 1 a. e. V súčasnosti je hodnota slnečnej konštanty známa s chybou približne ±0,3 %:

Q = 1366 ± 4 W/m2.

Súčin tohto množstva plochou gule s polomerom 1 a. t.j. udáva celkové množstvo energie vyžiarenej Slnkom vo všetkých smeroch za jednotku času, t.j. jeho bolometrickú svietivosť, ktorá sa rovná 3,84 × 10 26 J/s. Jednotka bežnej solárnej plochy (1 m2) vyžaruje 63,1 MW.

5.2.2. Spektrum a žiarenie v rôznych oblastiach spektra. Chemické zloženie

Takmer všetko pozorovateľné slnečné žiarenie (okrem toku neutrín vznikajúcich v strede Slnka) pochádza z vonkajších vrstiev Slnka, ktoré sa nazývajú slnečná atmosféra.

Spojité spektrum dosahuje najväčšiu intenzitu v modrozelenej časti spektra, v oblasti vlnových dĺžok 4300 – 5000 Å. Na oboch stranách maxima intenzita slnečného žiarenia klesá.

Slnečné spektrum siaha ďaleko do krátkovlnných (UV a ďalej) a dlhovlnných (IR a ďalej) oblastí. Výsledky mimoatmosférických pozorovaní slnečného spektra ukazujú, že do vlnových dĺžok okolo 2000 Å je povaha slnečného spektra rovnaká ako vo viditeľnej oblasti. V oblasti kratšej vlnovej dĺžky sa však prudko mení: intenzita spojitého spektra rýchlo klesá a tmavé Fraunhoferove čiary sú nahradené jasnými emisnými čiarami.

Najdôležitejšou vlastnosťou slnečného spektra od vlnovej dĺžky približne 1600 Á po IR rozsah je prítomnosť Fraunhoferových absorpčných čiar. Z hľadiska vlnových dĺžok presne zodpovedajú emisným čiaram rôznych prvkov v spektre riedeného svetelného plynu. Ich výskyt v absorpčnom spektre slnečnej atmosféry je spôsobený jej výrazne väčšou opacitou voči žiareniu v týchto čiarach ako v susednom spojitom spektre. Vykazujú teda žiarenie vychádzajúce z vonkajších a následne chladnejších vrstiev.

Charakter (tvar, intenzita, šírka) absorpčných čiar nám umožňuje posúdiť teplotu v rôznych hĺbkach slnečnej atmosféry, ako aj relatívny počet absorbujúcich atómov rôznych chemických prvkov v slnečnej atmosfére.

Najsilnejšia absorpčná čiara slnečného spektra je vo vzdialenej UV oblasti - Ly-α vodíková rezonančná čiara s vlnovou dĺžkou 1216 Á. Táto vlnová dĺžka však predstavuje aj najsilnejšiu emisnú čiaru slnečného spektra – rovnakú Ly-α čiaru, ktorá však vzniká vo vyšších vrstvách atmosféry.

Vo viditeľnej oblasti sú rezonančné čiary ionizovaného vápnika najintenzívnejšie. Po nich v intenzite prichádzajú prvé línie Balmerovho radu vodíka, potom rezonančné línie sodíka, línie horčíka, železa, titánu a ďalších prvkov. Zvyšné početné čiary sú identifikované so spektrami viac ako 80 známych chemických prvkov z periodickej tabuľky a dobre študované v laboratóriu. Prítomnosť týchto čiar v spektre Slnka naznačuje prítomnosť zodpovedajúcich prvkov v slnečnej atmosfére. Týmto spôsobom sa zistila prítomnosť vodíka, hélia, dusíka, uhlíka, kyslíka, horčíka, sodíka, vápnika, železa a mnohých ďalších prvkov v Slnku.

Prevládajúcim prvkom na Slnku je vodík. Pokiaľ ide o počet atómov, je približne 10-krát väčší ako všetky ostatné prvky dohromady a predstavuje asi 70 % celkovej hmotnosti Slnka.

Ďalším najrozšírenejším prvkom je hélium – asi 28 % hmotnosti Slnka. Zostávajúce prvky spolu nepredstavujú viac ako 2 %. V niektorých prípadoch je dôležité poznať obsah prvkov, ktoré majú určité vlastnosti. Napríklad celkový počet atómov kovov v slnečnej atmosfére je takmer 10 000-krát menší ako atómov vodíka.

5.2.3. Vnútorná štruktúra Slnka

Jadro. Centrálna časť Slnka s polomerom asi 150 000 km (0,2 - 0,25 polomerov Slnka), v ktorej prebiehajú termonukleárne reakcie, sa nazýva slnečné jadro.

Hustota látky v jadre je približne 150 000 kg/m³ (150-krát vyššia ako hustota vody a ~6,6-krát vyššia ako hustota najťažšieho kovu na Zemi – irídium) a teplota v strede jadra je viac ako 14 miliónov K.

Keďže najvyššie teploty a hustoty by mali byť v centrálnych častiach Slnka, jadrové reakcie a sprievodné uvoľňovanie energie prebiehajú najintenzívnejšie v blízkosti samotného stredu Slnka. V jadre spolu s protón-protónovou reakciou hrá významnú úlohu uhlíkový cyklus. Len v dôsledku protón-protónovej reakcie sa každú sekundu premení na energiu 4,26 milióna ton hmoty, no táto hodnota je v porovnaní s hmotnosťou Slnka zanedbateľná – 2 × 10 27 ton.

Okrem energie unášanej pri termonukleárnych reakciách γ-kvantami, ako aj priamo vo forme kinetickej energie vznikajúcich častíc, zohráva dôležitú úlohu vznik neutrín, ktorých prúdenie prestupuje Zem.

Zóna žiarivej rovnováhy. Keď sa vzďaľujete od stredu Slnka, teplota a hustota sa znižujú, uvoľňovanie energie v dôsledku uhlíkového cyklu sa rýchlo zastaví a až do vzdialenosti 0,2–0,3 polomeru sa teplota zníži na menej ako 5 miliónov K, a hustota tiež výrazne klesá. V dôsledku toho tu prakticky neprebiehajú jadrové reakcie. Tieto vrstvy prepúšťajú len žiarenie, ktoré sa vyskytuje vo väčších hĺbkach smerom von.

Je príznačné, že namiesto každého absorbovaného kvanta vysokej energie častice spravidla emitujú niekoľko kvánt nižších energií v dôsledku postupných kaskádových prechodov. Preto sa namiesto γ-kvantov objavujú röntgenové lúče, namiesto röntgenových lúčov sa objavujú UV kvantá, ktoré sú už vo vonkajších vrstvách „roztrieštené“ na kvantá viditeľného a tepelného žiarenia, ktoré nakoniec vyžaruje Slnko. .

Tá časť Slnka, v ktorej je uvoľňovanie energie v dôsledku jadrových reakcií nevýznamné a proces prenosu energie prebieha len absorpciou žiarenia a následnou reemisiou, sa nazýva radiačná rovnovážna zóna. Zaberá plochu približne od 0,3 do 0,7 polomerov Slnka.

Konvekčná zóna. Nad úrovňou radiačnej rovnováhy sa samotná látka začína podieľať na prenose energie. Priamo pod pozorovateľnými vonkajšími vrstvami Slnka, asi na 0,3 jeho polomeru, sa vytvára konvekčná zóna, v ktorej dochádza k prenosu energie konvekciou.

V konvekčnej zóne dochádza k vírivému miešaniu plazmy. Podľa moderných údajov je úloha konvekčnej zóny vo fyzike slnečných procesov mimoriadne veľká, pretože v nej vznikajú rôzne pohyby slnečnej hmoty a magnetické polia.

5.2.4. Štruktúra atmosféry Slnka

Najvzdialenejšie vrstvy Slnka (slnečná atmosféra) sa zvyčajne delia na fotosféru, chromosféru a korónu.

Photosphere. Fotosféra je tá časť slnečnej atmosféry, v ktorej sa tvorí viditeľné žiarenie, ktoré má súvislé spektrum. Takmer všetka slnečná energia, ktorá k nám prichádza, je teda vyžarovaná vo fotosfére. Fotosféra je viditeľná pri priamom pozorovaní Slnka v bielom svetle vo forme jeho zdanlivého „povrchu“.

Hrúbka fotosféry, teda rozsah vrstiev, z ktorých pochádza viac ako 90 % žiarenia vo viditeľnej oblasti, je menej ako 200 km, teda asi 3 × 10 –4 R Slnka. Ako ukazujú výpočty, pri pozorovaní tangenciálne k takýmto vrstvám sa ich zdanlivá hrúbka niekoľkonásobne zmenšuje, v dôsledku čoho nastáva v blízkosti samotného okraja slnečného disku (končatiny) najrýchlejší pokles jasu za dobu kratšiu ako 10 – 4 R Sun. Z tohto dôvodu sa okraj Slnka javí ako mimoriadne ostrý.

Koncentrácia častíc vo fotosfére je 10 16 – 10 17 na 1 cm³ (za normálnych podmienok obsahuje 1 cm³ zemskej atmosféry 2,7 ​​× 10 19 molekúl). Tlak vo fotosfére je asi 0,1 atm a teplota fotosféry je 5000 – 7000 K. Za takýchto podmienok sa ionizujú atómy s ionizačnými potenciálmi niekoľkých voltov (Na, K, Ca). Zvyšné prvky, vrátane vodíka, zostávajú prevažne v neutrálnom stave.

Záporné vodíkové ióny vo fotosfére. Fotosféra je jedinou oblasťou neutrálneho vodíka na Slnku. V dôsledku nevýznamnej ionizácie vodíka a takmer úplnej ionizácie kovov však stále obsahuje voľné elektróny. Tieto elektróny zohrávajú mimoriadne dôležitú úlohu: keď sa spoja s neutrálnymi atómami vodíka, vytvárajú záporné vodíkové ióny H – .

Záporné vodíkové ióny sa tvoria v zanedbateľnom množstve: zo 100 miliónov vodíkových atómov sa v priemere len jeden zmení na negatívny ión.

H - ióny majú vlastnosť nezvyčajne silne pohlcovať žiarenie, najmä v IR a viditeľnej oblasti spektra. Preto sú záporné vodíkové ióny napriek ich nepatrnej koncentrácii hlavným dôvodom, ktorý určuje absorpciu žiarenia vo viditeľnej oblasti spektra fotosférickou hmotou. Väzba druhého elektrónu k atómu je veľmi slabá, a preto aj IČ fotóny môžu zničiť záporný vodíkový ión.

Žiarenie nastáva, keď sú elektróny zachytené neutrálnymi atómami. Fotóny produkované počas zachytávania určujú teplotu žiaru fotosfér Slnka a hviezd v jeho blízkosti. Žltkasté svetlo Slnka, ktoré sa bežne nazýva „biele“, teda vzniká, keď sa k atómu vodíka pridá ďalší elektrón.

Elektrónová afinita neutrálneho atómu H je 0,75 eV. Keď sa k atómu H pripojí elektrón (e) s energiou väčšou ako 0,75 eV, jeho prebytok je odnášaný elektromagnetickým žiarením, ktorého významná časť spadá do viditeľného rozsahu:

E + H → H – + ħω.

Granule sú obklopené tmavými priestormi, ktoré tvoria bunky alebo plásty. Spektrálne čiary v granulách a v priestoroch medzi nimi sú posunuté na modrú a červenú stranu. To znamená, že látka v granulách stúpa a okolo nich klesá. Rýchlosť týchto pohybov je 1-2 km/s.

Granulácia je prejavom konvekčnej zóny umiestnenej pod fotosférou pozorovanou vo fotosfére. V konvekčnej zóne dochádza k aktívnemu miešaniu hmoty v dôsledku stúpania a klesania jednotlivých hmôt plynu (konvekčných prvkov). Keď prešli dráhu približne rovnajúcu sa ich veľkosti, zdá sa, že sa rozpúšťajú v prostredí, čím vznikajú nové heterogenity. Vo vonkajších, chladnejších vrstvách sú veľkosti týchto heterogenít menšie.

Chromosféra a akustické vibrácie Slnka. Vo vonkajších vrstvách fotosféry, kde hustota klesá na 3 × 10 –8 g/cm³, teplota dosahuje hodnoty pod 4200 K. Táto hodnota teploty sa ukazuje ako minimálna pre celú slnečnú atmosféru. Vo vyšších vrstvách sa teplota opäť začína zvyšovať. Najprv dochádza k pomalému zvyšovaniu teploty na niekoľko desiatok tisíc kelvinov, sprevádzané ionizáciou vodíka a následne hélia. Táto časť slnečnej atmosféry sa nazýva chromosféra.

Dôvodom takého silného zahrievania najvzdialenejších vrstiev slnečnej atmosféry je energia akustických (zvukových) vĺn, ktoré vznikajú vo fotosfére v dôsledku pohybu konvekčných prvkov.

V najvrchnejších vrstvách konvekčnej zóny, priamo pod fotosférou, sa konvekčné pohyby prudko spomalia a konvekcia sa náhle zastaví. Fotosféra zdola je teda neustále akoby „bombardovaná“ konvekčnými prvkami. Z týchto dopadov v nej vznikajú poruchy, pozorované vo forme granúl, a sama začína oscilovať s periódou zodpovedajúcou frekvencii vlastných oscilácií fotosféry (asi 5 minút). Tieto vibrácie a poruchy, ktoré vznikajú vo fotosfére, v nej vytvárajú vlny, ktoré sú svojou povahou blízke zvukovým vlnám vo vzduchu. Pri šírení smerom nahor, teda do vrstiev s nižšou hustotou, tieto vlny zväčšujú svoju amplitúdu na niekoľko kilometrov a menia sa na rázové vlny.

Spicules. Dĺžka chromosféry je niekoľko tisíc km. Chromosféra má emisné spektrum pozostávajúce z jasných čiar. Toto spektrum je veľmi podobné spektru Slnka, v ktorom sú všetky absorpčné čiary nahradené emisnými čiarami a neexistuje takmer žiadne súvislé spektrum. V spektre chromosféry sú však čiary ionizovaných prvkov silnejšie ako v spektre fotosféry. Najmä héliové čiary sú veľmi silné v spektre chromosféry, zatiaľ čo vo Fraunhoferovom spektre sú prakticky neviditeľné. Tieto spektrálne znaky potvrdzujú zvýšenie teploty v chromosfére.

Pri štúdiu snímok chromosféry prvá vec, ktorá upúta pozornosť, je jej nehomogénna štruktúra, ktorá je oveľa výraznejšia ako granulácia vo fotosfére.

Najmenšie štruktúrne útvary v chromosfére sa nazývajú spikuly. Majú podlhovastý tvar a sú pretiahnuté hlavne v radiálnom smere. Ich dĺžka je niekoľko tisíc km a ich hrúbka je asi 1000 km. Rýchlosťou niekoľkých desiatok km/s stúpajú spikuly z chromosféry do koróny a rozpúšťajú sa v nej.

Cez spikuly sa látka chromosféry vymieňa s nadložnou korónou. Na Slnku sú súčasne státisíce špikulí.

Spikuly zase tvoria väčšiu štruktúru nazývanú chromosférická sieť, generovanú vlnovými pohybmi spôsobenými oveľa väčšími a hlbšími prvkami subfotosférickej konvekčnej zóny ako granule.

Chromosférická sieť je najlepšie viditeľná na snímkach silných čiar vo vzdialenej UV oblasti spektra, ako je napríklad rezonančná čiara 304 Á ionizovaného hélia. Chromosférickú sieť tvoria jednotlivé bunky s veľkosťou od 30 do 60 tisíc km.

koruna. V horných vrstvách chromosféry, kde je hustota plynu len 10–15 g/cm³, dochádza k ďalšiemu nezvyčajne prudkému nárastu teploty až na približne milión kelvinov. Tu začína najvzdialenejšia a najtenšia časť slnečnej atmosféry, nazývaná slnečná koróna.

Koruna nemá ostré obrysy a má nepravidelný tvar, ktorý sa časom veľmi mení. Dá sa to posúdiť porovnaním jeho snímok získaných počas rôznych zatmení.

Najjasnejšia časť koróny, ktorá sa nachádza nie viac ako 0,2–0,3 polomerov Slnka od končatiny, sa zvyčajne nazýva vnútorná koróna a zostávajúca, veľmi rozšírená časť sa nazýva vonkajšia koróna.

Dôležitým znakom koruny je jej žiarivá štruktúra. Lúče prichádzajú v rôznych dĺžkach až po tucet alebo viac slnečných polomerov. Na báze sa lúče zvyčajne zahusťujú, niektoré sa ohýbajú k susedným.

Spektrum koróny má množstvo dôležitých vlastností. Je založená na slabom súvislom pozadí s rozložením energie, ktoré opakuje rozdelenie energie v súvislom spektre Slnka. Na pozadí tohto súvislého spektra sú vo vnútornej koróne pozorované jasné emisné čiary, ktorých intenzita so vzdialenosťou od Slnka klesá. Väčšinu týchto čiar nie je možné získať v laboratórnych spektrách.

Vo vonkajšej koróne sú pozorované Fraunhoferove čiary slnečného spektra, ktoré sa líšia od fotosférických čiar relatívne väčšou zvyškovou intenzitou.

Žiarenie z koróny je polarizované a vo vzdialenosti cca 0,5R Slnka od okraja Slnka sa polarizácia zvýši na cca 50% a pri väčších vzdialenostiach zase klesá.

Korónové žiarenie je rozptýlené svetlo z fotosféry a polarizácia tohto žiarenia umožňuje určiť povahu častíc, na ktorých dochádza k rozptylu - sú to voľné elektróny. Vzhľad týchto voľných elektrónov môže byť spôsobený iba ionizáciou látky. Vo všeobecnosti však musí byť ionizovaný plyn (plazma) neutrálny. Preto koncentrácia iónov v koróne musí zodpovedať aj koncentrácii elektrónov.

Emisné čiary slnečnej koróny patria k bežným chemickým prvkom, ale vo veľmi vysokých stupňoch ionizácie. Najintenzívnejšiu - zelenú koronálnu čiaru s vlnovou dĺžkou 5303 Á - vyžaruje ión Fe XIV, teda atóm železa, ktorému chýba 13 elektrónov. Ďalšia intenzívna - červená koronálna čiara (6374 Å) - patrí k atómom deväťnásobne ionizovaného železa Fe X. Zvyšné emisné čiary sú identifikované s iónmi Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII. , Ca XV, Ar X atď. Slnečná koróna je teda riedka plazma s teplotou okolo milióna kelvinov.

Fraunhoferova koruna. Vo vonkajšej koróne miera polarizácie žiarenia klesá, čo poukazuje na prítomnosť nepolarizovanej časti žiarenia, ktorej podiel s výškou stúpa.

Táto nepolarizovaná zložka je zodpovedná za výskyt Fraunhoferových čiar vo vonkajšej koróne. Preto sa nazýva Fraunhoferova koruna.

Fraunhoferova koróna nemá nič spoločné so slnečnou atmosférou. Predstavuje svetlo Slnka rozptýlené na malých medziplanetárnych prachových časticiach umiestnených v priestore medzi Zemou a Slnkom. Rozptyľovaním svetla ho veľmi slabo polarizujú. Tieto prachové zrná majú tú vlastnosť, že väčšinu žiarenia, ktoré na ne dopadá, rozptyľujú rovnakým smerom. Preto je rozptyl na prachových zrnkách najintenzívnejší v blízkosti Slnka, čo vytvára dojem „falošnej koróny“.

Koronálne diery. Röntgenové snímky Slnka odhalili mnohé útvary v slnečnej koróne, ktoré nie sú viditeľné v optickej oblasti. Svetlé aktívne oblasti pozostávajú zo systémov tenkých rozšírených vlákien alebo rúrok vo forme slučiek, ktoré sa zhodujú so smerom magnetických siločiar. Rúry magnetického poľa sú naplnené horúcou koronálnou plazmou, zahriatou na teplotu presahujúcu 2 milióny Kelvinov.

Vedľa svetlých oblastí korónovej žiary nad slnečnými škvrnami sú pozorované rozsiahle tmavé oblasti, ktoré nie sú spojené so žiadnymi viditeľnými útvarmi vo viditeľnom rozsahu. Nazývajú sa koronálne diery a sú spojené s oblasťami slnečnej atmosféry, v ktorých magnetické siločiary netvoria slučky a siahajú radiálne ďaleko od Slnka. Táto „otvorená“ magnetická konfigurácia umožňuje časticiam nerušene uniknúť zo Slnka, takže slnečný vietor je vyžarovaný hlavne z koronálnych dier.

5.2.5. Aktívne útvary v slnečnej atmosfére. Cyklickosť slnečnej aktivity

Z času na čas sa v slnečnej atmosfére objavia rýchlo sa meniace aktívne útvary, ostro odlišné od okolitých nenarušených oblastí, ktorých vlastnosti a štruktúra sa časom vôbec alebo takmer úplne nemenia. Vo fotosfére, chromosfére a koróne sú prejavy slnečnej aktivity veľmi odlišné. Všetky však spája jeden spoločný dôvod. Dôvodom je magnetické pole, ktoré je vždy prítomné v aktívnych oblastiach.

Pôvod a príčina zmien magnetických polí na Slnku nie sú úplne objasnené. Magnetické polia sa môžu koncentrovať v ktorejkoľvek vrstve Slnka (napríklad v spodnej časti konvekčnej zóny) a periodické zvyšovanie magnetických polí môže byť spôsobené dodatočnými excitáciami prúdov v slnečnej plazme.

Najčastejšími prejavmi slnečnej aktivity sú škvrny, faculae, flokuly a prominencie.

Slnečné škvrny. Najznámejším prejavom slnečnej aktivity sú slnečné škvrny, ktoré sa zvyčajne objavujú v celých skupinách.

Slnečná škvrna sa javí ako malý pór, ktorý sa sotva dá odlíšiť od tmavých priestorov medzi granulami. Po dni sa pór vyvinie do okrúhlej tmavej škvrny s ostrým okrajom, ktorej priemer sa postupne zväčšuje až do veľkosti niekoľkých desiatok tisíc km. Tento jav je sprevádzaný postupným zvyšovaním intenzity magnetického poľa, ktoré v strede veľkých škvŕn dosahuje niekoľko tisíc oerstedov. Veľkosť magnetického poľa je určená Zeemanovým štiepením spektrálnych čiar.

Niekedy sa na malej ploche rozšírenej rovnobežne s rovníkom objaví niekoľko malých škvŕn – skupina škvŕn. Jednotlivé škvrny sa vyskytujú prevažne na západnom a východnom okraji oblasti, kde sa spodná časť škvrny - predná (západná) a chvostová (východná) - vyvíja silnejšie ako ostatné. Magnetické polia oboch hlavných slnečných škvŕn a malých priľahlých k nim majú vždy opačnú polaritu, a preto sa takáto skupina slnečných škvŕn nazýva bipolárna.

3 až 4 dni po objavení sa veľkých škvŕn sa okolo nich objaví menej tmavá penumbra s charakteristickou radiálnou štruktúrou. Penumbra obklopuje centrálnu časť slnečnej škvrny, nazývanú umbra. Postupom času sa plocha, ktorú zaberá skupina škvŕn, postupne zväčšuje, pričom najväčšiu hodnotu dosahuje približne na desiaty deň. Potom sa škvrny začnú postupne zmenšovať a miznúť, najskôr najmenšia z nich, potom chvost (ktorý sa predtým rozpadol na niekoľko škvŕn) a nakoniec vedúci.

Vo všeobecnosti celý tento proces trvá približne dva mesiace, ale mnohé skupiny slnečných škvŕn nestihnú prejsť všetkými popísanými štádiami a zmiznú skôr.

Centrálna časť škvrny sa javí ako čierna kvôli vysokému jasu fotosféry. V skutočnosti je jas v strede škvrny len o rád nižší a jas penumbry je približne 3/4 jasu fotosféry. Na základe Stefan-Boltzmannovho zákona to znamená, že teplota v slnečnej škvrne je o 2–2,5 tisíc K nižšia ako vo fotosfére.

Pokles teploty v slnečnej škvrne sa vysvetľuje vplyvom magnetického poľa na konvekciu. Silné magnetické pole bráni pohybu hmoty cez siločiary. Preto je v konvekčnej zóne pod slnečnou škvrnou oslabená cirkulácia plynov, ktorá prenáša značnú časť energie z hĺbky von. Výsledkom je, že teplota škvrny je nižšia ako v nenarušenej fotosfére.

Veľká koncentrácia magnetického poľa v tieni vedúcich a koncových slnečných škvŕn naznačuje, že hlavná časť magnetického toku aktívnej oblasti na Slnku je obsiahnutá v obrovskej trubici siločiar vychádzajúcich z tieňa slnečnej škvrny severnej polarity. a vstúpi späť do slnečnej škvrny južnej polarity.

V dôsledku vysokej vodivosti slnečnej plazmy a fenoménu samoindukcie však magnetické polia o sile niekoľko tisíc orerstedov nemôžu ani vzniknúť, ani zaniknúť v priebehu niekoľkých dní zodpovedajúcich času vzniku a rozpadu skupiny slnečných škvŕn.

Dá sa teda predpokladať, že magnetické trubice sa nachádzajú niekde v konvekčnej zóne a vznik skupín slnečných škvŕn je spojený so vznášaním takýchto trubíc.

Pochodne. V nenarušených oblastiach fotosféry je len všeobecné magnetické pole Slnka, ktorého sila je asi 1 Oe V aktívnych oblastiach sa intenzita magnetického poľa zvyšuje stokrát, ba tisíckrát.

Mierne zvýšenie magnetického poľa na desiatky a stovky oerstedov je sprevádzané objavením sa svetlejšej oblasti vo fotosfére nazývanej pochodeň. Celkovo môžu fakuly zaberať značnú časť celého viditeľného povrchu Slnka. Majú charakteristickú jemnú štruktúru a pozostávajú z početných žíl, jasných bodiek a uzlín - granúl fakieľ.

Fakuly sú najlepšie viditeľné na okraji slnečného disku (tu je ich kontrast s fotosférou asi 10%), zatiaľ čo v strede sú takmer úplne neviditeľné. To znamená, že na určitej úrovni vo fotosfére je pochodeň teplejšia ako susedná nenarušená oblasť o 200–300 K a vo všeobecnosti mierne vyčnieva nad úroveň nenarušenej fotosféry.

Vzhľad horáka je spojený s dôležitou vlastnosťou magnetického poľa - zabraňuje pohybu ionizovanej hmoty cez siločiary. Ak má magnetické pole dostatočne vysokú energiu, potom „umožňuje“ pohyb hmoty iba po siločiarach.

Slabé magnetické pole v oblasti oblaku nemôže zastaviť relatívne silné konvekčné pohyby. Môže im však dodať správnejší charakter. Zvyčajne každý prvok konvekcie, okrem všeobecného vzostupu alebo poklesu vo vertikále, robí malé náhodné pohyby v horizontálnej rovine. Tieto pohyby, ktoré vedú k treniu medzi jednotlivými prvkami konvekcie, sú brzdené magnetickým poľom prítomným v oblasti oblaku, čo uľahčuje konvekciu a umožňuje horúcim plynom stúpať do väčšej výšky a prenášať väčší tok energie. Vzhľad horáka je teda spojený so zvýšenou konvekciou spôsobenou slabým magnetickým poľom.

Pochodne sú pomerne stabilné útvary. Môžu existovať niekoľko týždňov alebo dokonca mesiacov bez výraznej zmeny.

Vločky. Chromosféra nad slnečnými škvrnami a fakulami zvyšuje svoju jasnosť a kontrast medzi narušenou a nenarušenou chromosférou stúpa s výškou. Tieto jasnejšie oblasti chromosféry sa nazývajú flokuly. Zvýšenie jasu vločky v porovnaní s okolitou nenarušenou chromosférou neposkytuje dôvod na určenie jej teploty, pretože v riedkej a veľmi priehľadnej chromosfére pre spojité spektrum sa vzťah medzi teplotou a žiarením neriadi Planckovým a Stefanovým- Boltzmannove zákony.

Zvýšenie jasu vločiek v centrálnych častiach možno vysvetliť zvýšením hustoty hmoty v chromosfére 3-5 krát pri takmer konštantnej hodnote teploty alebo s miernym zvýšením teploty.

Slnečné erupcie. V chromosfére a koróne, najčastejšie v malej oblasti medzi vyvíjajúcimi sa slnečnými škvrnami, najmä v blízkosti rozhrania polarity silných magnetických polí, sú pozorované najsilnejšie a najrýchlejšie sa rozvíjajúce prejavy slnečnej aktivity, nazývané slnečné erupcie.

Na začiatku vzplanutia sa náhle zvýši jas jedného zo svetelných uzlín vločky. Často za menej ako minútu sa silná radiácia rozšíri pozdĺž dlhého lana alebo zaplaví celú oblasť dlhú desiatky tisíc kilometrov.

Vo viditeľnej oblasti spektra dochádza k nárastu luminiscencie hlavne v spektrálnych čiarach vodíka, ionizovaného vápnika a iných kovov. Úroveň kontinua sa tiež zvyšuje, niekedy až tak, že záblesk sa stáva viditeľným v bielom svetle na pozadí fotosféry. Súčasne s viditeľným žiarením sa výrazne zvyšuje intenzita UV a röntgenového žiarenia, ako aj sila slnečného rádiového žiarenia.

Počas vzplanutí sú pozorované röntgenové spektrálne čiary s najkratšou vlnovou dĺžkou (t. j. „najtvrdšie“) a v niektorých prípadoch dokonca aj γ-lúče. Výbuch všetkých týchto typov žiarenia nastáva v priebehu niekoľkých minút. Po dosiahnutí maxima sa úroveň žiarenia v priebehu niekoľkých desiatok minút postupne oslabuje.

Všetky tieto javy sú vysvetlené uvoľňovaním veľkého množstva energie z nestabilnej plazmy nachádzajúcej sa v oblasti veľmi nehomogénneho magnetického poľa. V dôsledku interakcie magnetického poľa a plazmy sa významná časť energie magnetického poľa premení na teplo, ohrieva plyn na teplotu desiatok miliónov kelvinov a tiež urýchľuje plazmové oblaky.

Súčasne so zrýchľovaním makroskopických plazmových oblakov dochádza pri vzájomných pohyboch plazmy a magnetických polí k zrýchleniu jednotlivých častíc na vysoké energie: elektróny do desiatok keV a protóny do desiatok MeV. Prúdenie takýchto slnečných častíc má výrazný vplyv na horné vrstvy zemskej atmosféry a jej magnetické pole.

Prominencie. Aktívne útvary pozorované v koróne sú protuberancie. V porovnaní s okolitou plazmou ide o hustejšie a „chladnejšie“ oblaky, žiariace približne v rovnakých spektrálnych čiarach ako chromosféra.

Prominencie majú veľmi odlišné tvary a veľkosti. Najčastejšie ide o dlhé, veľmi ploché útvary umiestnené takmer kolmo na povrch Slnka. Preto pri premietnutí na slnečný disk vyzerajú protuberancie ako zakrivené vlákna.

Protuberancie sú najväčšie útvary v slnečnej atmosfére, ich dĺžka dosahuje stovky tisíc km, hoci ich šírka nepresahuje 6000–10000 km. Ich spodné časti splývajú s chromosférou a ich horné časti siahajú desaťtisíce km. Existujú však výbežky oveľa väčších rozmerov.

Výmena hmoty medzi chromosférou a korónou neustále prebieha cez protuberancie. Svedčia o tom často pozorované pohyby ako samotných výbežkov, tak aj ich jednotlivých častí, vyskytujúce sa v rýchlostiach desiatok a stoviek km/s.

Erupčné, alebo erupčné, svojím vzhľadom pripomínajú obrovské fontány, dosahujúce výšky až 1,7 milióna km nad povrchom Slnka. Pohyby zrazenín hmoty v nich prebiehajú rýchlo; vybuchujú rýchlosťou stoviek km/s a pomerne rýchlo menia svoj tvar. S pribúdajúcou nadmorskou výškou sa zvýraznenie oslabuje a rozptyľuje. V niektorých prominenciách boli pozorované prudké zmeny v rýchlosti pohybu jednotlivých zhlukov. Eruptívne výbežky sú krátkodobé.

Cyklus slnečnej aktivity. Všetky uvažované aktívne útvary v slnečnej atmosfére spolu úzko súvisia. Výskyt svetlíc a vločiek vždy predchádza vzniku škvŕn. Ohniská sa vyskytujú počas najrýchlejšieho rastu skupiny slnečných škvŕn alebo v dôsledku silných zmien, ktoré sa v nich vyskytujú. Zároveň sa objavujú výbežky, ktoré často pretrvávajú ešte dlho po kolapse aktívneho regiónu.

Súhrn všetkých prejavov slnečnej aktivity spojených s danou časťou atmosféry a vyvíjajúcich sa v určitom čase sa nazýva centrum slnečnej aktivity.

Počet slnečných škvŕn a iných súvisiacich prejavov slnečnej aktivity sa periodicky mení. Obdobie, keď je počet centier aktivity najväčší, sa nazýva maximum slnečnej aktivity, a keď nie sú žiadne alebo takmer žiadne, nazýva sa minimum.

Ako meradlo stupňa slnečnej aktivity sa používa tzv. Vlčie čísla úmerné súčtu celkového počtu škvŕn f a desaťnásobku počtu ich skupín g:

W = k(f + 10 g).

Faktor úmernosti k závisí od výkonu použitého nástroja. Vlčie čísla sa zvyčajne spriemerujú (napríklad za mesiace alebo roky) a vykreslí sa graf slnečnej aktivity v závislosti od času.

Krivka slnečnej aktivity ukazuje, že maximá a minimá sa striedajú v priemere každých 11 rokov, aj keď časové intervaly medzi jednotlivými po sebe idúcimi maximami sa môžu pohybovať od 7 do 17 rokov.

Počas minimálneho obdobia sa na Slnku zvyčajne nejaký čas nevyskytujú žiadne škvrny. Potom sa začnú objavovať ďaleko od rovníka, približne v ±35° zemepisnej šírky. Následne zóna tvorby škvŕn postupne klesá smerom k rovníku. V oblastiach menej ako 8° od rovníka sú však škvrny veľmi zriedkavé.

Dôležitou črtou cyklu slnečnej aktivity je zákon zmien magnetickej polarity slnečných škvŕn. Počas každého 11-ročného cyklu majú všetky vedúce miesta bipolárnych skupín určitú polaritu na severnej pologuli a opačnú na južnej pologuli. To isté platí pre chvostové body, v ktorých je polarita vždy opačná ako polarita vedúceho miesta. V ďalšom cykle sa polarita vodiacich a koncových bodov obráti. Súčasne sa mení polarita všeobecného magnetického poľa Slnka, ktorého póly sa nachádzajú v blízkosti pólov rotácie.

Mnoho ďalších charakteristík má tiež jedenásťročnú cyklickosť: podiel plochy Slnka, ktorú zaberajú faculae a vločky, frekvencia erupcií, počet protuberancií, ako aj tvar koróny a sila slnečného vetra.

Cyklickosť slnečnej aktivity je jedným z najdôležitejších problémov modernej slnečnej fyziky, ktorý ešte nie je úplne vyriešený.

5.2.6. Zodiakálne svetlo a protižiarenie

Žiaru podobnú „falošnej koróne“ možno pozorovať aj vo veľkých vzdialenostiach od Slnka vo forme zodiakálneho svetla.

Zodiakálne svetlo sa pozoruje v tmavých bezmesačných nociach na jar a na jeseň v južných zemepisných šírkach krátko po západe slnka alebo krátko pred východom slnka. V tomto čase ekliptika stúpa vysoko nad obzor a je viditeľný svetlý pruh. Keď sa priblíži k Slnku, ktoré je pod horizontom, žiara zosilnie a pruh sa roztiahne a vytvorí trojuholník. Jeho jasnosť postupne klesá s rastúcou vzdialenosťou od Slnka.

V oblasti oblohy oproti Slnku sa jas zverokruhového svetla mierne zvyšuje a vytvára eliptickú hmlovitú škvrnu s priemerom asi 10 °, ktorá sa nazýva antižiarenie. Protižiar je spôsobený odrazom slnečného svetla od kozmického prachu.

5.2.7. Slnečný vietor a heliosféra

Slnečná koróna má dynamické pokračovanie ďaleko za obežnou dráhou Zeme do vzdialeností asi 100 AU. Zo slnečnej koróny neustále odteká plazma rýchlosťou, ktorá sa postupne zvyšuje so vzdialenosťou od Slnka. Táto expanzia slnečnej koróny do medziplanetárneho priestoru sa nazýva slnečný vietor.

Vďaka slnečnému vetru stráca Slnko každú sekundu asi 1 milión ton hmoty. Slnečný vietor pozostáva predovšetkým z elektrónov, protónov a jadier hélia (častice alfa); jadrá iných prvkov a neutrálne častice sú obsiahnuté vo veľmi malých množstvách. Často zmätený slnečný vietor(tok nabitých častíc - protónov, elektrónov a pod.) s účinkom tlak slnečného svetla(fotónový tok). Tlak slnečného svetla je v súčasnosti niekoľkotisíckrát väčší ako tlak slnečného vetra.

Oblasť priestoru, ktorú zaberá slnečný vietor, sa nazýva heliosféra. Vo vzdialenosti cca 100 a. To znamená, že slnečný vietor zo Slnka interaguje s medzihviezdnym médiom (podobné prúdy kozmického žiarenia vyžarovaného inými hviezdami) a je prudko spomalený. Tenká oblasť priestoru (prakticky povrch), v ktorej k tomu dochádza, sa nazýva terminačný šok. Tento povrch je vnútornou hranicou heliosféry.

Po nej nasleduje heliopauza, na ktorej vonkajšej hranici sa konečne zastaví slnečný vietor, ktorý sa zmieša s kozmickým žiarením iných hviezd (hviezdny vietor). Hviezdny vietor, ktorý interaguje s heliosférou, môže tiež vytvoriť svoj vlastný náraz z luku.

V decembri 2004 Voyager 1 prekonal heliosférickú rázovú vlnu vo vzdialenosti 94 AU. e. V auguste 2007 prekonal Voyager 2 heliosférickú rázovú vlnu vo vzdialenosti 84,7 AU. e. Potvrdilo sa teda, že v dôsledku pohybu Slnka má heliosféra pretiahnutý (kvapkovitý) tvar. V auguste 2012 Voyager 1 vo vzdialenosti 121,7 AU. e. zo Slnka prekročili vonkajšiu hranicu heliopauzy a dostali sa za heliosféru.

Všetky hviezdy majú farbu. Od červených trpaslíkov a červených obrov cez biele a žlté hviezdy až po modrých obrov a supergigantov. Farba hviezdy závisí od teploty. Keď fotóny unikajú z vnútra hviezdy do vesmíru, majú rôzne množstvá energie. môže vyžarovať infračervené, červené, modré a ultrafialové svetlo súčasne. Dokonca vyžarujú röntgenové lúče a .

Ak je hviezda studená, má menej ako 3 500 Kelvinov, jej farba bude červená. Je to preto, že vo viditeľnom svetle sa vyžaruje viac červených fotónov ako ktorékoľvek iné. Ak je hviezda veľmi horúca, nad 10 000 Kelvinov, jej farba bude modrá. A opäť, pretože z hviezdy prúdi viac modrých fotónov.

Teplota Slnka je približne 6000 Kelvinov. Slnko a hviezdy ako naše Slnko vyzerajú biele. Je to preto, že súčasne pozorujeme všetky rôznofarebné fotóny prichádzajúce zo Slnka. Keď tieto farby skombinujete, získate čistú bielu.

Biela farba vo vnútri tohto čierneho štvorca má približne rovnakú farbu ako Slnko.

Prečo teda Slnko tu na Zemi vyzerá žlto? Zemská atmosféra rozptyľuje slnečné svetlo a odstraňuje kratšie vlnové dĺžky svetla – modré a fialové. Keď tieto farby odstránite zo spektra svetla prichádzajúceho zo Slnka, bude sa javiť ako žlté. Ale ak by ste leteli a pozerali sa na Slnko z vesmíru, farba Slnka by bola čisto biela.

Teplota slnka

Povrch Slnka, časť, ktorú vidíme, sa nazýva fotosféra. Fotóny prúdiace z povrchu Slnka sa líšia v teplote od 4500 Kelvinov do viac ako 6000 Kelvinov. Priemerná teplota Slnka je asi 5800 Kelvinov. V iných jednotkách merania je Slnko 5500 °C alebo 9 900 °F.

Fotosféra Slnka. Poďakovanie: NASA/SOHO.

Ale toto je len priemerná teplota. Jednotlivé fotóny môžu byť chladnejšie a červenšie, alebo teplejšie a modrejšie. Farba Slnka, ktorú vidíme tu na Zemi, je v priemere všetky fotóny prúdiace zo Slnka.

Ale toto je len povrch. Slnko drží pohromade vzájomná gravitácia jeho hmoty. Ak by ste mohli klesnúť na dno Slnka, pocítili by ste zvýšenie teploty a tlaku až po jadro. A až do jadra dosahujú teploty 15,7 milióna Kelvinov. Pri tomto tlaku a teplote už môže prebiehať vodíková jadrová fúzia. Tu sa atómy vodíka spájajú a vytvárajú hélium, pričom sa uvoľňujú fotóny gama žiarenia. Tieto fotóny sú uvoľňované a absorbované atómami na Slnku, keď sa pomaly dostanú do vesmíru. Môže trvať 100 000 rokov, kým fotón vytvorený v jadre nakoniec dosiahne fotosféru a skočí do vesmíru.

Povrch Slnka

Asi najznámejšou črtou na povrchu Slnka sú slnečné škvrny. Ide o relatívne chladnejšie oblasti na povrchu Slnka, kde siločiary magnetického poľa prenikajú na povrch Slnka. Slnečné škvrny môžu byť zdrojom slnečných erupcií a výronov koronálnej hmoty.

Pohľad na povrch Slnka z japonskej vedeckej družice Hinode.

Keď sa pozrieme na Slnko, všimneme si, že stred Slnka sa javí oveľa jasnejší ako okraje. Toto sa nazýva „stmievanie končatín“ a vyskytuje sa preto, že svetlo, ktoré prešlo cez povrch Slnka, vidíme pod uhlom, ktorý je viac zakrytý – a teda tmavší.

S dobrým ďalekohľadom (a ešte lepším slnečným filtrom) je možné vidieť, že fotosféra nie je hladká. Namiesto toho je pokrytá konvekčnými bunkami nazývanými granule. Sú spôsobené konvekčnými plazmovými tokmi vo vnútri konvekčnej zóny Slnka. Horúca plazma stúpa v stĺpcoch cez túto konvekčnú oblasť Slnka, uvoľňuje svoju energiu a potom sa ochladzuje a klesá. Predstavte si, že bubliny stúpajú na povrch vo vriacej vode. Tieto granule môžu byť široké 1000 km a vydržia 8-20 minút pred rozptýlením.

Obrovské výrony koronálnej hmoty možno vidieť aj vystrelené z povrchu Slnka. Vznikajú, keď sa zrútené magnetické pole slnka náhle zlomí a odpojí. Toto oddelenie uvoľňuje obrovské množstvo energie a posiela nabitú plazmu do vesmíru. Keď táto plazma dosiahne Zem, vytvorí nádherné polárne žiary, najlepšie viditeľné na zemských póloch.

Svietivosť Slnka

Astronómovia merajú jas hviezd rôznymi prístrojmi, ale potrebujú spôsob, ako to porovnať. Tu sa objavuje naše Slnko. Ako každý vie, Slnko vydáva približne 3,839 x 1033 erg za sekundu energie. Ostatné hviezdy vo vesmíre môžu produkovať iba zlomok svietivosti Slnka alebo niekoľko jej násobkov. Naše Slnko je hviezdnym kritériom.

Masívny výron koronálnej hmoty. Táto fotografia zobrazuje veľkosť Zeme na porovnanie (vľavo hore). Poďakovanie: NASA/SDO/J Major.

Predstavte si, že Slnko je obklopené radmi priehľadných gúľ - ako vrstvy cibule. Množstvo energie, slnečnej svietivosti, ktoré každú sekundu prejde každou z týchto sfér, je vždy rovnaké. Povrch gule sa však zväčšuje a zväčšuje. To je dôvod, prečo ďalej dostanete menej svetla z hviezdy, ktorú vidíte.

Toto sa nazýva zákon inverznej štvorce a umožňuje astronómom vypočítať slnečnú svietivosť; v skutočnosti im umožňuje vypočítať svietivosť všetkých hviezd. Vedci vyslali do vesmíru misie, ktoré merajú celkové množstvo energie dopadajúcej na ich senzory. Z týchto informácií môžu astronómovia vypočítať, koľko energie dopadá na celú Zem a koľko potom pochádza zo Slnka.

A to platí aj pre hviezdy. Kozmická loď zisťuje svietivosť druhej hviezdy, faktory vzdialenosti a pomáha vypočítať pôvodnú svietivosť hviezdy.

Hoci je naše Slnko stabilné, dochádza u neho k malým zmenám v svietivosti Slnka. Tieto zmeny sú spôsobené slnečnými škvrnami, ktoré počas 11-ročného slnečného cyklu stmavujú oblasti a svetlé štruktúry na slnečnom disku. Podrobné merania uskutočnené za posledných 30 rokov zistili, že nie sú dostatočné na to, aby spôsobili zrýchlenie globálneho otepľovania, ktoré zaznamenávame tu na Zemi.

Najbližšia hviezda k nám je samozrejme Slnko. Vzdialenosť od Zeme k nej je podľa kozmických parametrov veľmi malá: slnečné svetlo prejde zo Slnka na Zem len za 8 minút.

Slnko nie je obyčajný žltý trpaslík, ako sa doteraz myslelo. Toto je centrálne teleso slnečnej sústavy, okolo ktorého sa točia planéty s veľkým množstvom ťažkých prvkov. Ide o hviezdu, ktorá vznikla po niekoľkých výbuchoch supernov, okolo ktorých sa vytvoril planetárny systém. Pre svoju polohu blízkou ideálnym podmienkam vznikol život na tretej planéte Zem. Slnko má už päť miliárd rokov. Ale poďme zistiť, prečo to svieti? Aká je štruktúra Slnka a aké sú jeho vlastnosti? Čo ho čaká v budúcnosti? Aký významný vplyv má na Zem a jej obyvateľov? Slnko je hviezda, okolo ktorej sa točí všetkých 9 planét slnečnej sústavy, vrátane našej. 1 a.u. (astronomická jednotka) = 150 miliónov km – rovnaká je aj priemerná vzdialenosť od Zeme k Slnku. Slnečná sústava zahŕňa deväť veľkých planét, asi stovku satelitov, veľa komét, desaťtisíce asteroidov (malých planét), meteoroidy a medziplanetárny plyn a prach. V centre toho všetkého je naše Slnko.

Slnko svieti už milióny rokov, čo potvrdzuje aj moderný biologický výskum získaný zo zvyškov modro-zeleno-modrých rias. Ak by sa teplota povrchu Slnka zmenila čo i len o 10 %, všetok život na Zemi by zomrel. Preto je dobré, že naša hviezda rovnomerne vyžaruje energiu potrebnú pre blahobyt ľudstva a ostatných tvorov na Zemi. V náboženstvách a mýtoch národov sveta vždy zaujímalo hlavné miesto Slnko. Pre takmer všetky národy staroveku bolo Slnko najdôležitejším božstvom: Helios - medzi starými Grékmi, Ra - boh slnka starých Egypťanov a Yarilo medzi Slovanmi. Slnko prinieslo teplo, úrodu, všetci si ho vážili, lebo bez neho by na Zemi nebol život. Veľkosť Slnka je pôsobivá. Napríklad hmotnosť Slnka je 330 000-krát väčšia ako hmotnosť Zeme a jeho polomer je 109-krát väčší. Hustota našej hviezdy je však malá - 1,4-krát väčšia ako hustota vody. Pohyb škvŕn na povrchu si všimol sám Galileo Galilei, čím dokázal, že Slnko nestojí, ale rotuje.

Konvekčná zóna Slnka

Rádioaktívna zóna je asi 2/3 vnútorného priemeru Slnka a polomer je asi 140 tisíc km. Pohybom od stredu strácajú fotóny pod vplyvom kolízie svoju energiu. Tento jav sa nazýva fenomén konvekcie. Pripomína to proces, ktorý sa vyskytuje vo varnej kanvici: energia prichádzajúca z vykurovacieho telesa je oveľa väčšia ako množstvo, ktoré sa odstráni vedením. Horúca voda v blízkosti ohňa stúpa a chladnejšia klesá. Tento proces sa nazýva konvencia. Význam konvekcie spočíva v tom, že hustejší plyn je distribuovaný po povrchu, ochladzuje sa a opäť ide do stredu. Proces miešania v konvekčnej zóne Slnka prebieha nepretržite. Pri pohľade cez ďalekohľad na povrch Slnka môžete vidieť jeho zrnitú štruktúru - granulácie. Cíti sa ako z granúl! Je to spôsobené konvekciou vyskytujúcou sa pod fotosférou.

Fotosféra Slnka

Tenká vrstva (400 km) - fotosféra Slnka, sa nachádza priamo za konvekčnou zónou a predstavuje „skutočný slnečný povrch“ viditeľný zo Zeme. Granule vo fotosfére prvýkrát odfotografoval Francúz Janssen v roku 1885. Priemerná granula má veľkosť 1000 km, pohybuje sa rýchlosťou 1 km/s a existuje približne 15 minút. Tmavé útvary vo fotosfére možno pozorovať v rovníkovej časti a potom sa posúvajú. Charakteristickým znakom takýchto škvŕn sú silné magnetické polia. A tmavá farba je získaná v dôsledku nižšej teploty v porovnaní s okolitou fotosférou.

Chromosféra Slnka

Slnečná chromosféra (farebná guľa) je hustá vrstva (10 000 km) slnečnej atmosféry, ktorá leží priamo za fotosférou. Pozorovanie chromosféry je dosť problematické kvôli jej blízkosti k fotosfére. Najlepšie je to vidieť, keď Mesiac zakryje fotosféru, t.j. počas zatmení Slnka.

Slnečné protuberancie sú obrovské emisie vodíka, pripomínajúce dlhé svetelné vlákna. Protuberancie stúpajú do obrovských vzdialeností, dosahujú priemer Slnka (1,4 mm km), pohybujú sa rýchlosťou asi 300 km/s a teplota dosahuje 10 000 stupňov.

Slnečná koróna je vonkajšia a rozšírená vrstva atmosféry Slnka, pochádzajúca nad chromosférou. Dĺžka slnečnej koróny je veľmi dlhá a dosahuje hodnoty niekoľkých slnečných priemerov. Na otázku, kde presne končí, vedci zatiaľ nedostali jasnú odpoveď.

Zloženie slnečnej koróny je riedka, vysoko ionizovaná plazma. Obsahuje ťažké ióny, elektróny s héliovým jadrom a protóny. Teplota koróny dosahuje od 1 do 2 miliónov stupňov K vzhľadom na povrch Slnka.

Slnečný vietor je nepretržitý odtok hmoty (plazmy) z vonkajšieho obalu slnečnej atmosféry. Pozostáva z protónov, atómových jadier a elektrónov. Rýchlosť slnečného vetra sa môže meniť od 300 km/s do 1500 km/s, v súlade s procesmi prebiehajúcimi na Slnku. Slnečný vietor sa šíri po celej slnečnej sústave a v interakcii s magnetickým poľom Zeme spôsobuje rôzne javy, z ktorých jedným je polárna žiara.

Charakteristika Slnka

Hmotnosť Slnka: 2∙1030 kg (332 946 hmotností Zeme)
Priemer: 1 392 000 km
Rádius: 696 000 km
Priemerná hustota: 1 400 kg/m3
Naklonenie osi: 7,25° (vzhľadom na rovinu ekliptiky)
Povrchová teplota: 5 780 K
Teplota v strede Slnka: 15 miliónov stupňov
Spektrálna trieda: G2 V
Priemerná vzdialenosť od Zeme: 150 miliónov km
Vek: 5 miliárd rokov
Doba rotácie: 25 380 dní
Svietivosť: 3,86∙1026 W
Zdanlivá magnitúda: 26,75 m

Znázorniť svietivosť hviezd. Rovná sa svietivosti Slnka, ktorá je 3,827 × 10 26 W alebo 3,827 × 10 33 Erg/s.

Konštantný výpočet

Množstvo slnečnej energie dopadajúcej na Zem môžete vypočítať porovnaním plochy gule s polomerom rovnajúcim sa vzdialenosti Zeme od Slnka (v strede hviezdy) a plochy rezu vytvoreného tak, aby os otáčania patrí do roviny rezu.

• Polomer Zeme je 6,378 km.
• Plocha prierezu Zeme: S Zem = π×polomer² = 128 000 000 km²
• Priemerná vzdialenosť k Slnku: R Slnko = 150 000 000 km. (1 AU)
• Plocha gule: S Slnko = 4×π×R Slnko² = 2,82×10 17 km².
• Množstvo energie dopadajúcej na Zem za jednotku času: P Zem = P Slnko × S Zem / S Slnko = 1,77 × 10 17 W.
  • Množstvo energie (za jednotku času) na meter štvorcový: P Zem / S Zem = 1387 W/m² (slnečná konštanta)
  • Ľudstvo spotrebuje približne 12x1012 wattov. Koľko miesta je potrebné na splnenie energetických požiadaviek? Najlepšie solárne články majú účinnosť okolo 33 %. Požadovaná plocha je 12 × 10 12 /(1387 × 0,33) = 26 × 10 9 m² = 26 000 km² alebo štvorec ~ 160 × 160 km. (V skutočnosti je potrebná väčšia plocha, keďže slnko nie je vždy za zenitom a navyše časť žiarenia je rozptýlená mrakmi a atmosférou.)

Odkazy

• I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd (2003). "Naše slnko. V. Jasné mladé slnko v súlade s helioseizmológiou a teplými teplotami na starovekej Zemi a Marse." The Astrophysical Journal 583 (2): 1024-1039.

Nadácia Wikimedia. 2010.

Pozrite sa, čo je „Slnečná svietivosť“ v iných slovníkoch:

V astronómii celková energia emitovaná zdrojom za jednotku času (v absolútnych jednotkách alebo v jednotkách slnečnej svietivosti; slnečná svietivosť = 3,86 1033 erg/s). Niekedy hovoria nie o plnom S., ale o S. v určitom rozsahu vlnových dĺžok. Napríklad v ...... Astronomický slovník

Svetelnosť je termín používaný na pomenovanie určitých fyzikálnych veličín. Obsah 1 Fotometrická svietivosť 2 Svetelnosť nebeského telesa ... Wikipedia

Svietivosť hviezdy, svietivosť hviezdy, teda množstvo svetelného toku vyžarovaného hviezdou, obsiahnuté v jednotkovom priestorovom uhle. Pojem "svietivosť hviezd" nezodpovedá pojmu "svietivosť" všeobecnej fotometrie. S. hviezdy možno označiť ako... Veľká sovietska encyklopédia

V bode na povrchu. jedna z veličín svetla, pomer svetelného toku vychádzajúceho z povrchového prvku k ploche tohto prvku. Jednotka C. (SI) lumen na meter štvorcový (lm/m2). Podobná hodnota v energetickom systéme. množstvá sa nazývajú ... ... Fyzická encyklopédia

LUMINOSITY, absolútny jas HVIEZDY, množstvo energie vyžarovanej jej povrchom za sekundu. Vyjadrené vo wattoch (jouloch za sekundu) alebo jednotkách slnečného jasu. Bolometrická svietivosť meria celkový výkon svetla hviezdy na... ... Vedecko-technický encyklopedický slovník

SVIETLOSŤ, 1) v astronómii celkové množstvo energie vyžarovanej kozmickým objektom za jednotku času. Niekedy sa hovorí o svietivosti v určitom rozsahu vlnových dĺžok, napríklad o svietivosti rádia. Zvyčajne sa meria v erg/s, W alebo jednotkách... ... Moderná encyklopédia Wikipedia