Oppimisen Tavoitteet
tämän jakson lopussa, sinun tulee pystyä:
- Selittää, miten koostumus Aurinko eroaa Earth
- Kuvaile sen eri kerrosten Auringon ja niiden toiminnot
- Selittää, mitä tapahtuu eri puolilla Auringon ilmapiiri
Aurinko, kuten kaikki tähdet, on valtava pallo erittäin kuuma, pitkälti ionisoitua kaasua, paistaa omalla voimallaan. Ja me tarkoitamme valtavaa., Aurinko mahtuisi halkaisijaltaan 109 maapalloa vierekkäin, ja sen tilavuus (vie tarpeeksi tilaa) on noin 1,3 miljoonaa maapalloa.
Aurinko ei ole kiinteää pintaa tai mantereilla, kuten Maan, eikä se ole kiinteä ydin (Kuva 1). Sillä on kuitenkin paljon rakennetta, ja sitä voidaan käsitellä kerroksina, ei toisin kuin sipulia. Tässä osiossa kuvaillaan auringon laajassa sisä-ja ilmakehässä tapahtuvia valtavia muutoksia sekä sen uloimmissa kerroksissa päivittäin tapahtuvia dynaamisia ja väkivaltaisia purkauksia.,
Kuva 1. Maa ja aurinko: tässä maan osoitetaan skaalautuvan siten, että osa auringosta ja sen pinnasta purkautuu valtava kuuma kaasusilmukka. Insetissä näkyy koko aurinko, pienempi. (luotto: muuttaminen työn SOHO/EIT/ESA)
Jotkut perusominaisuudet Aurinko on lueteltu Taulukossa 1. Vaikka jotkin taulukon ehdot saattavat olla sinulle tuntemattomia juuri nyt, tutustut niihin lukiessasi lisää.
| Taulukko 1., Ominaisuudet Sun | ||
|---|---|---|
| Ominaisuus | Miten ei Löytynyt | Arvo |
| keskimääräinen etäisyys | Tutka heijastus planeettoja | 1 AU (149,597,892 km) |
| Maksimi etäisyys Maasta | 1.521 × 108 km | |
| Pienin etäisyys Maasta | 1.471 × 108 km | |
| Massa | Maan Kiertoradan | 333,400 Maan massaa (1.99 × 1030 kg) |
| Tarkoittaa kulmikas halkaisijaltaan | Suora toimenpide | 3159.,3 |
| Diameter of photosphere | Angular size and distance | 109.3 × Earth diameter (1.39 × 106 km) |
| Mean density | Mass/volume | 1.41 g/cm3
(1400 kg/m3) |
| Gravitational acceleration at photosphere (surface gravity) | GM/R2 | 27.9 × Earth surface gravity = 273 m/s2 |
| Solar constant | Instrument sensitive to radiation at all wavelengths | 1370 W/m2 |
| Luminosity | Solar constant × area of spherical surface 1 AU in radius | 3.,8 × 1026 W |
| Spektrin luokan | Kirjo | G2V |
| Tehokas lämpötila – | Johdettu kirkkaus ja säde Auringon | 5800 K |
| kiertoaika osoitteessa päiväntasaaja | Auringonpilkkujen ja Doppler siirtymä spektrien otettu reunalla Aurinko | 24 päivää 16 tuntia |
| Kaltevuus päiväntasaajan ekliptikan | Liikkeet auringonpilkkujen | 7°10.,5 |
Koostumus Auringon Ilmakehässä
aloitetaan kysymällä, mitä auringon ilmakehässä on tehty. Kuten Säteily ja Spektri, voimme käyttää tähti imeytyminen line taajuuksien mitkä elementit ovat läsnä. Käy ilmi, että auringossa on samoja alkuaineita kuin Maassa, mutta ei samassa suhteessa. Noin 73% Auringon massasta on vetyä ja toinen 25% heliumia., Kaikki muut kemialliset alkuaineet (mukaan lukien ne, jotka tunnemme ja rakastamme omassa ruumiissamme, kuten hiili, happi ja typpi) muodostavat vain 2% tähdestämme. Auringon näkyvän pintakerroksen 10 runsainta kaasua on lueteltu taulukossa 1. Tutki tuota pöytää ja huomaa, että auringon ulkokerroksen koostumus on hyvin erilainen kuin maankuoren, jossa me elämme. (Planeettamme kuoressa kolme runsainta alkuainetta ovat happi, pii ja alumiini.) Vaikka auringon meikki ei ole planeettamme kaltainen, se on tähdille yleensä varsin tyypillinen.,
| Table 1. The Abundance of Elements in the Sun | ||
|---|---|---|
| Element | Percentage by Number of Atoms | Percentage By Mass |
| Hydrogen | 92.0 | 73.4 |
| Helium | 7.8 | 25.0 |
| Carbon | 0.02 | 0.20 |
| Nitrogen | 0.008 | 0.09 |
| Oxygen | 0.06 | 0.80 |
| Neon | 0.,01 | 0.16 |
| Magnesium | 0.003 | 0.06 |
| Silicon | 0.004 | 0.09 |
| Sulfur | 0.002 | 0.05 |
| Iron | 0.003 | 0.14 |
Figure 2. Cecilia Payne-Gaposchkin (1900–1979): Her 1925 doctoral thesis laid the foundations for understanding the composition of the Sun and the stars., Kuitenkin, koska nainen, hän ei saanut virallista nimittämistä Harvardin, jossa hän työskenteli, kunnes 1938 ja ei nimittänyt professori vasta 1956. (luotto: Smithsonian Institution)
se, että Aurinko ja tähdet kaikki ovat samanlaisia sävellyksiä ja koostuvat lähinnä vety ja helium oli ensimmäinen esitetty loistava thesis vuonna 1925 Cecilia Payne-Gaposchkin, ensimmäinen nainen saada tutkinto tähtitieteen yhdysvalloissa (Kuva 2)., Kuitenkin, ajatus siitä, että yksinkertaisin kevyet kaasut kuten vety ja helium—olivat runsaimmat elementtejä tähdet oli niin odottamaton ja niin järkyttävä, että hän olettaa hänen analyysi tietojen on oltava väärin. Tuolloin hän kirjoitti: ”näille alkuaineille tähtien ilmapiirissä saatu valtava runsaus ei ole lähes varmasti todellista.”Tiedemiestenkin on joskus vaikea hyväksyä uusia ajatuksia, jotka eivät ole samaa mieltä siitä, mitä kaikki ”tietävät” olevan oikeassa.
ennen Payne-Gaposchkinin työtä kaikki olettivat, että auringon ja tähtien koostumus olisi paljolti samanlainen kuin maan., Se oli 3 vuotta hänen thesis, että muut tutkimukset osoittivat epäilemättä, että valtava runsaasti vetyä ja heliumia auringossa on todellakin todellinen. (Ja, kuten näemme, koostumus, Aurinko ja tähdet on paljon enemmän tyypillinen meikki maailmankaikkeuden kuin outoa pitoisuus raskaampia elementtejä, joita luonnehtii planeettamme.)
Useimmat elementtejä löytyy Aurinko ovat muodossa atomien, jossa pieni määrä molekyylejä, kaikki muodossa kaasut: Aurinko on niin kuuma, että ei ole väliä, voi selviytyä kuten nestemäistä tai kiinteää., Itse asiassa, Aurinko on niin kuuma, että monet atomit ovat ionisoituneet, joka on riisuttu yhden tai useamman niiden elektroneja. Tämä poistaminen elektroneja niiden atomien tarkoittaa, että siellä on suuri määrä vapaita elektroneja ja positiivisesti varautuneita ioneja Auringossa, joten se on sähköisesti varautuneita ympäristö—aivan erilainen kuin neutraali-yksi, joka luet tätä tekstiä. (Tiedemiehet kutsuvat tällaista kuumaa ionisoitua kaasua plasmaksi.)
yhdeksästoista luvulla, tutkijat havaitsivat, kontinuumi-530.,3 nanometriä Auringon ulomman kaasukehän, nimeltään corona (kerros keskustelemme hetken.) Tätä linjaa ei ollut aiemmin nähty, ja niinpä oletettiin, että tämä viiva oli seurausta koronasta löytyneestä uudesta alkuaineesta, joka nimettiin nopeasti coroniumiksi. Vasta 60 vuotta myöhemmin tähtitieteilijät havaitsivat, että tämä emissio johtui itse asiassa erittäin ionisoituneesta rautaraudasta, jonka 13 elektronia oli riisuttu pois. Näin huomasimme ensi kertaa, että auringon ilmakehässä oli yli miljoonan asteen lämpötila.,
Kerrokset Auringon alla Näkyvä Pinta
Kuva 3. Osat Aurinko: Tämä kuva osoittaa eri osien Aurinko, kuuma ydin, jossa energiaa tuotetaan kautta alueille, joissa energia on siirtynyt ulospäin, ensin säteilyä, sitten konvektiolla, ja sitten ulos auringon ilmakehässä. Ilmakehän osat on myös merkitty fotosfääriksi, kromosfääriksi ja koronaksi. Joitakin tyypillisiä piirteitä ilmakehässä on esitetty, kuten koronaaliset reiät ja prominenssit., (luotto: muuttaminen työn NASA/Goddard)
Kuva 3 osoittaa, mitä Aurinko näyttäisi, jos voisimme nähdä kaikki osat keskustasta sen ulompaan ilmakehään; ehdot luku on tullut tuttu sinulle, niin voit lukea.
auringon kerrokset eroavat toisistaan, ja jokaisella on oma osansa sen energian tuottamisessa, jota aurinko lopulta säteilee. Aloitamme ytimestä ja työskentelemme ulos kerrosten läpi. Auringon ydin on erittäin tiheä ja se on kaiken energiansa lähde., Ytimen sisällä vapautuu ydinenergiaa (tavoilla, joista keskustelemme auringossa: ydinvoimala). Ydin on noin 20% koko aurinkokunnan sisä-ja uskotaan lämpötila on noin 15 miljoonaa K, jolloin se on kuumin osa Aurinkoa.
ytimen Yläpuolella on alue, joka tunnetaan nimellä säteilyvaikutusta zone—nimetty ensisijainen tila energian kuljettaminen yli. Tämä alue alkaa noin 25% etäisyys auringon pinnasta ja ulottuu jopa noin 70% pintaan., Valo syntyy ydin on kuljetettu kautta säteilyvaikutusta alue hyvin hitaasti, koska korkea tiheys väliä tällä alueella tarkoittaa, että fotoni voi matkustaa liian pitkälle kohtaamatta hiukkanen, aiheuttaa se muuttaa suuntaa ja menettää jonkin verran energiaa.
konvektiivinen vyöhyke on aurinkokunnan uloin kerros. Se on paksu kerros noin 200000 kilometriä, joka kuljettaa energiaa reunasta säteilyvaikutusta alueen pinnan läpi jättiläinen konvektio soluja, samanlainen potin kiehuvaa kaurapuuroa., Plasman alareunassa konvektiivinen vyöhyke on erittäin kuuma, ja se kuplia pintaan, jossa se menettää lämpöä avaruuteen. Kun plasma jäähtyy, se vajoaa takaisin konvektiivisen vyöhykkeen pohjalle.
Nyt meillä on antaa nopeasti yleiskuvan rakenteen koko Aurinko, tässä osassa, me lähde matkalle läpi näkyviä kerroksia Aurinko, alkaa photosphere—näkyvä pinta.
Auringon fotosfääristä sieltä lähtevillä
Kuva 4., Auringon Fotosfääri ja auringonpilkut: tässä kuvassa näkyy fotosfääri-auringon näkyvä pinta. Kuvassa on myös suurentunut kuva auringonpilkkuryhmästä; maan koko on esitetty vertailtavaksi. Auringonpilkut näyttävät tummemmilta, koska ne ovat ympäristöään viileämpiä. Tyypillinen lämpötila keskellä suuri auringonpilkku on noin 3800 K, kun taas photosphere lämpötila on noin 5800 K. (luotto: muuttaminen työn NASA/SDO)
Maapallon ilma on yleensä läpinäkyvä., Mutta savusumupäivänä monissa kaupungeissa se voi muuttua läpinäkymättömäksi, mikä estää meitä näkemästä sen läpi tietyn pisteen ohi. Jotain vastaavaa tapahtuu auringossa. Sen ulkoilmakehä on läpinäkyvä, jolloin voimme katsoa sen läpi lyhyen matkan. Mutta kun yritämme katsoa ilmakehän läpi syvemmälle aurinkoon, näköalamme on tukossa. Fotosfääri on kerros, jossa aurinko muuttuu läpinäkymättömäksi ja merkitsee rajan ohi, jota emme näe (Kuva 4).,
Kuten näimme, energiaa, joka ilmenee photosphere oli alun perin tuotettu syvällä Auringon sisällä (enemmän tästä Sun: Ydinvoima Voimanpesä). Tämä energia on fotonien muodossa, jotka etenevät hitaasti kohti auringon pintaa. Ulkopuolella Aurinko, voimme tarkkailla vain ne fotonit, jotka ovat päästetään auringon fotosfääristä sieltä lähtevillä, joissa atomien tiheys on riittävän alhainen ja fotonit voi lopulta paeta Aurinko törmäämättä toinen atomi tai ioni.,
Kuten vastaavasti, kuvittele, että olet osallistuvat iso kampuksella ralli ja löytänyt erinomaisella paikalla lähellä keskustaa toimintaa. Ystäväsi saapuu myöhässä ja soittaa sinulle kännykkääsi pyytääkseen sinua liittymään hänen seuraansa väkijoukon laidalla. Päätät, että ystävyys on arvokkaampi kuin ensisijainen paikka, ja niin työskentelet ulos tiheä väkijoukko tavata hänet. Voit liikkua vain lyhyen matkan, ennen kuin törmäät johonkin, muutat suuntaa ja yrität uudelleen, tehden tiesi hitaasti ulkoreunaan väkijoukkoon., Kaikki tämä, vaikka, ponnistelusi eivät näy odottava ystäväsi reunalla. Ystäväsi ei näe sinua ennen kuin pääset hyvin lähelle reunaa kaikkien tiellä olevien ruumiiden takia. Niin myös fotonit tiensä läpi Aurinko ovat jatkuvasti törmäämättä atomit, muuttaa suuntaa, työ tiensä hitaasti ulospäin, ja yhä näkyvissä vain silloin, kun ne saavuttavat ilmakehän of the Sun, jossa atomien tiheys on liian alhainen estää niiden ulospäin edistymistä.,
Tähtitieteilijät ovat havainneet, että aurinko tunnelma muuttuu lähes täysin läpinäkyvä, lähes täysin läpinäkymätön etäisyys on hieman yli 400 km, se on tämä ohut alue, jota kutsumme photosphere, sana, joka tulee kreikan ”kevyt pallo.”Kun tähtitieteilijät puhuvat auringon” läpimitasta”, ne tarkoittavat fotosfäärin ympäröimän alueen kokoa.
fotosfääri näyttää terävältä vain kaukaa. Jos olet joutumasta Aurinko, et tunne mitään pinnalle, mutta vain mielessä, vähitellen lisätä tiheys, kaasu ympäröi sinua., Se on paljolti sama kuin putoaminen pilven läpi laskuvarjohyppyjen aikana. Kaukaa katsottuna pilvi näyttää siltä, että sillä on terävä pinta, mutta et tunne pintaa pudotessasi siihen. (Yksi suuri ero näiden kahden skenaarion välillä on kuitenkin lämpötila. Aurinko on niin kuuma, että se höyrystyisi kauan ennen fotosfääriin pääsyä. Laskuvarjohyppy Maan ilmakehässä on paljon turvallisempaa.)
Kuva 5., Rakeistus Malli: pinta merkinnät konvektion solujen luoda rakeistus kuvio tämä dramaattinen kuva (vasemmalla) otettu Japanilaisen Hinode avaruusalus. Sama kuvio näkyy, kun kuumentaa misokeittoa. Oikeassa kuvassa näkyy epäsäännöllisen muotoinen auringonpilkku ja rakeita Auringon pinnalla, nähty Ruotsin Aurinkoteleskoopilla 22. elokuuta 2003., (luotto vasemmalla: muutos työn Hinode JAXA/NASA/PPARC; luotto-oikeus: ISP/SST/Oddbjorn Engvold, Jun Elin Wiik, Luc Rouppe van der Voort)
Emme ehkä huomaa, että tunnelma Aurinko ei ole kovin tiheä kerros verrattuna ilmaa huoneeseen, jossa olet lukenut tämän tekstin. Tyypillinen kohta, photosphere, paine on alle 10% Maapallon paine merenpinnan tasolla, ja tiheys on noin kymmenen tuhannesosa Maapallon ilmakehän tiheys merenpinnan tasolla.,
Huomautuksia kaukoputket osoittavat, että photosphere on kirjava ulkonäkö, joka muistuttaa jyvää riisiä valunut tumma pöytäliina tai potin kiehuvaa kaurapuuroa. Tämä rakenne photosphere on nimeltään rakeistus (ks. Kuva 5) Rakeina, jotka ovat tyypillisesti 700 1000 kilometriä halkaisijaltaan (noin leveys Texas), näkyvät kirkkaat alueet ympäröi kapea, tummempi (jäähdytin) alueilla. Yksittäisen rakeen käyttöikä on vain 5-10 minuuttia., Vielä suurempi on supergranules, jotka ovat noin 35000 kilometriä halkaisijaltaan (noin kokoa kaksi Maalajeista) ja kestää noin 24 tuntia.
rakeiden liikkeitä voidaan tutkia tutkimalla doppler-muutoksia juuri niiden yläpuolella olevien kaasujen spektrissä (KS.Doppler-vaikutus). Kirkkaat rakeet ovat kuumempien kaasujen kolonneja, jotka nousevat 2-3 kilometrin sekuntinopeudella fotosfäärin alapuolelta. Kun tämä nouseva kaasu saavuttaa fotosfäärin, se leviää, jäähtyy ja uppoaa uudelleen rakeiden välisille tummemmille alueille., Mittaukset osoittavat, että keskukset rakeet ovat kuumempia kuin intergranulaarista alueilla 50-100 K.
The Kromosfäärin
Kuva 6., Auringon Ilmakehässä: Komposiitti kuva osoittaa kolme osa-solar ilmapiiri: photosphere tai Auringon pinta ottaa tavallista valoa, kromosfääri, kuvaamisen valossa vahva punainen spektrisiä riviä vety (H-alfa); ja corona kuten X-säteet. (luotto: muuttaminen työn NASA)
Auringon ulompi kaasut, ulottuvat kauas yli photosphere (Kuva 6). Koska ne ovat läpinäkyviä näkyvimmälle säteilylle ja säteilevät vain pienen määrän valoa, näitä ulkokerroksia on vaikea havaita., Välittömästi fotosfäärin yläpuolella olevaa auringon ilmakehän aluetta kutsutaan kromosfääriksi. Kunnes tämän vuosisadan kromosfäärin oli näkyvissä vain, kun photosphere peitti Kuun aikana yhteensä auringonpimennys (ks. luku Maan päällä, Kuu ja Taivas). Seitsemästoista luvulla, useiden tarkkailijoiden kuvattu, mitä heille ilmestyi kuin kapea punainen ”putki” tai ”hapsut” reunan ympäri Kuun aikana lyhyen hetken jälkeen Auringon fotosfääristä sieltä lähtevillä oli ollut katettu. Nimi kromosfääri, kreikan sanasta ”värillinen pallo”, annettiin tälle punaiselle viirulle.,
aikana tehdyt Havainnot, pimennykset osoittavat, että kromosfäärin on noin 2000-3000 km paksu, ja sen spektri koostuu kirkas päästöjen linjat, mikä osoittaa, että tämä kerros koostuu kuumat kaasut säteilevät valoa diskreetti aallonpituuksilla. Punertava väri kromosfäärin syntyy yksi vahvimmista päästöjen rivit näkyvissä osa sen spektri—kirkas punainen viiva aiheuttama vedyn, elementti, joka, kuten olemme jo nähneet, hallitsee koostumus Aurinko.,
vuonna 1868 kromosfäärispektrin havainnoista paljastui keltainen päästölinja, joka ei vastannut mitään aiemmin tunnettua alkuainetta maapallolla. Tutkijat tajusivat nopeasti löytäneensä uuden alkuaineen ja nimesivät sen heliumiksi (Helioksen mukaan ”aurinkoa”tarkoittava kreikkalainen sana). Heliumin löytyminen planeetaltamme kesti vuoteen 1895. Tänään, opiskelijat ovat todennäköisesti tutuin sen kevyt kaasu käytetään puhaltaa ilmapalloja, vaikka se osoittautuu toiseksi yleisin alkuaine maailmankaikkeudessa.
kromosfäärin lämpötila on noin 10 000 K., Tämä tarkoittaa, että kromosfääri on kuumempi kuin fotosfääri, minkä pitäisi tuntua yllättävältä. Kaikissa tilanteissa tunnemme, lämpötila laskee, kun yksi siirtyy pois lähde lämpöä, ja kromosfäärin on kauempana keskustasta Aurinko kuin photosphere on.
Siirtyminen Alue
Kuva 7. Lämpötila Auringon Ilmakehässä: tämä kaavio, lämpötila näkyy yhä ylöspäin, ja korkeus photosphere on osoittanut, kasvaa oikealle., Huomaa hyvin nopea lämpötilan nousu hyvin lyhyen matkan aikana kromosfäärin ja koronan välisellä siirtymäalueella.
lämpötilan nousu ei lopu kromosfäärin. Sen yläpuolella on alue auringon ilmakehässä, jossa lämpötila muuttuu 10000 K (tyypillinen kromosfäärin) lähes miljoona astetta. Auringon ilmakehän kuuminta osaa, jonka lämpötila on miljoona astetta tai enemmän, kutsutaan koronaksi. Sopivasti sitä osaa auringosta, jossa nopea lämpötilan nousu tapahtuu, kutsutaan siirtymäalueeksi., Se on todennäköisesti vain muutaman kymmenen kilometrin paksuinen. Kuvassa 7 esitetään yhteenveto siitä, miten auringon ilmakehän lämpötila muuttuu fotosfääristä ulospäin.
Vuonna 2013, NASA laukaisi Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) opiskelemaan siirtyminen aluetta ymmärtää paremmin, miten ja miksi tämä terävä lämpötilan nousu tapahtuu. IIRIS on ensimmäinen avaruusluotain, joka voi saada korkean spatiaalisen resoluution kuvia eri ominaisuuksia tuottanut yli tämä laaja lämpötila-alue ja nähdä, miten ne muuttuvat ajan ja paikan (Kuva 8).,
Kuva 3 ja punainen kuvaaja Kuvassa 7 tehdä Aurinko näyttävät pikemminkin kuin sipuli, jossa on sileä pallomainen kuoret, joista jokaisella on eri lämpötila. Tähtitieteilijät ajattelivat aurinkoa todella pitkään tällä tavalla. Kuitenkin me tiedämme nyt, että vaikka tämä ajatus kerrokset—photosphere, kromosfäärin, siirtyminen alueelle, corona—kuvaa kuvaa melko hyvin, Aurinko tunnelma on todella monimutkaisempi, kuuma ja viileä alueet sekoittuvat., Esimerkiksi, pilvet hiilimonoksidi kaasu, joiden lämpötila on kylmempi kuin 4000 K on nyt löydetty samalla korkeudella photosphere mahdollisimman paljon kuumempaa kaasua kromosfäärin.
Kuva 8. Kuvan osan siirtyminen alueen corona, osoittaa hehkulampun, tai nauhamainen rakenne, joka koostuu monista yksittäisistä kierteet
Corona
uloin osa Auringon ilmakehässä on nimeltään corona. Kromosfäärin tavoin Korona havaittiin ensimmäisen kerran kokonaispimennysten aikana (kuva 9)., Toisin kuin kromosfääri, korona on tunnettu vuosisatojen ajan: se oli tarkoitettu Roomalainen historioitsija Plutarkhos ja keskusteltiin yksityiskohtaisesti Kepler.
Kuva 9. Coronagraph: tämä kuva Auringosta on otettu 2.maaliskuuta 2016. Suurempi tumma ympyrä keskellä on levy estää auringon häikäisyä, jolloin voimme nähdä koronan. Pienempi sisäpiiri on siellä, missä aurinko olisi, jos se näkyisi tässä kuvassa., (luotto: muuttaminen työn NASA/SOHO)
korona ulottuu miljoonien kilometrien yläpuolella photosphere ja säteilee noin puoli yhtä paljon valoa kuin täysikuu. Syy emme näe tätä valoa, kunnes auringonpimennys tapahtuu, on vastustamaton loisto photosphere. Yhtä kirkas kaupungin valot tehdä se vaikea nähdä heikottaa starlight, joten ei liian voimakas valo photosphere piilottaa heikko valo corona. Vaikka paras aika nähdä Korona maasta on täydellisen auringonpimennyksen aikana,se voidaan havaita helposti kiertoradalla avaruusaluksia., Sen kirkkaampi osat voivat nyt kuvatuksi erityinen väline—coronagraph—että poistaa Auringon häikäisyn kuvan kanssa occulting levy (pyöreä pala materiaalia pidetään niin se on vain edessä Aurinko).
sen spektriä koskevat tutkimukset osoittavat koronatiheyden olevan hyvin alhainen. Alareunassa corona, on vain noin 109 atomia kuutiosenttimetriä kohti, verrattuna noin 1016 atomia kuutiosenttimetriä kohti ylä-photosphere ja 1019 molekyyliä per kuutio senttimetri merenpinnan tasolla Maan ilmakehään., Corona ohenee hyvin nopeasti suurempia korkeuksia, jos se vastaa korkea tyhjiö Maan laboratory standards. Korona ulottuu niin kauas avaruuteen-kauas maapallon ohi-että täällä planeetallamme elämme teknisesti auringon ilmakehässä.
aurinkotuulen
Yksi merkittävimmistä löytöjä Auringon ilmakehässä on, että se tuottaa virta varattuja hiukkasia (pääasiassa protoneja ja elektroneja), jotka kutsumme aurinko laskee., Nämä hiukkaset virtaavat auringosta aurinkokuntaan noin 400 kilometrin sekuntinopeudella (lähes miljoona mailia tunnissa)! Aurinkotuuli on olemassa, koska koronan kaasut ovat niin kuumia ja liikkuvat niin nopeasti, ettei auringon painovoima voi jarruttaa niitä. (Tämä tuuli oli todella löysi sen vaikutuksia ladattu hännät komeettoja; tässä mielessä voimme nähdä komeetan pyrstön isku solar lämpötila tavalla, tuulen sukat lentokentällä tai verhot auki ikkunan säröt Maan päällä.)
vaikka aurinkotuulimateriaali on hyvin, hyvin raastavaa (ts., erittäin alhainen tiheys), Aurinko on valtava pinta-ala. Tähtitieteilijät arvioivat, että aurinko on menettämässä noin 10 miljoonaa tonnia materiaalia joka vuosi tämän tuulen vuoksi. Vaikka tämä menetetyn massan määrä näyttää maan mittapuulla suurelta, se on täysin merkityksetön auringolle.
Kuva 10. Coronal reikä: tumma alue näkyvissä lähellä auringon etelänavan tämän Solar Dynamics Observer avaruusalus Kuva on koronaalinen reikä. (luotto: muuttaminen työn NASA/SDO)
– sieltä, missä Aurinko ei aurinkotuuli syntyy?, Näkyvissä valokuvissa aurinkokorona näyttää melko tasaiselta ja sileältä. Röntgenkuvat ja äärimmäiset ultraviolettikuvat kuitenkin osoittavat, että koronassa on silmukoita, Lumia ja sekä kirkkaita että tummia alueita. Koronan suuria tummia alueita, jotka ovat suhteellisen viileitä ja hiljaisia, kutsutaan koronaalisiksi aukoiksi (Kuva 10). Näillä alueilla, magneettikentän linjat venyttää pitkälle avaruuteen päässä Auringosta, sen sijaan kiehkura takaisin pintaan. Aurinko laskee tulee pääasiassa peräisin koronan reikiä, jossa kaasu voi virta pois Auringosta avaruuteen esteettä magneettikenttiä., Kuumaa koronakaasua sen sijaan on lähinnä siellä, missä magneettikentät ovat loukanneet ja keskittäneet sitä.
pinnalla Maan, olemme suojassa jossain määrin aurinkotuulen meidän ilmakehä ja Maan magneettikenttä (ks. Maan kuin Planeetta). Magneettikenttäviivat tulevat kuitenkin maahan pohjois-ja etelämagneettisissa napoissa. Täällä aurinkotuulen kiihdyttämät varatut hiukkaset voivat seurata kenttää alas ilmakehäämme., Koska hiukkaset molekyylit ilmassa, he aiheuttaa heille hehku, tuottaa kaunis verhot valon kutsutaan revontulia, tai pohjois-ja etelä-valoja (Kuva 11)
Kuva 11. Revontulet: taivaalla oleva värikäs hehku johtuu aurinkotuulen varautuneista hiukkasista, jotka ovat vuorovaikutuksessa maan magneettikenttien kanssa. Täällä kuvattu upea näyttö tapahtui Jokulsarlon-järven yllä Islannissa vuonna 2013., (luotto: Moyan Brenn)
Keskeisiä Käsitteitä ja Yhteenveto
Sun, meidän tähti, on useita kerroksia alla näkyvä pinta: ydin, säteilyvaikutusta vyöhyke, ja konvektiivinen vyöhyke. Näitä puolestaan ympäröi joukko kerroksia, jotka muodostavat auringon ilmakehän., Jotta lisätä etäisyys keskustasta Aurinko, ne ovat photosphere, jossa on lämpötila, joka vaihtelee 4500 K noin 6800 K; n kromosfäärin, jonka tyypillinen lämpötila on 104 K; siirtyminen alueen, vyöhykkeen, joka saattaa olla vain muutamia kilometrejä paksu, jossa lämpötila nousee nopeasti 104 K 106 K; ja corona, joiden lämpötila on muutaman miljoonan K. Auringon pinta on kirjava kumpuaminen konvektio virtaukset nähnyt niin kuuma, kirkas rakeita. Aurinkotuulen hiukkaset virtaavat aurinkokuntaan koronaalisten reikien kautta., Kun tällaiset hiukkaset saapuvat Maan läheisyyteen, ne tuottavat auroroja, jotka ovat voimakkaimmillaan lähellä maan magneettisia napoja. Vety ja helium yhdessä muodostavat 98% Auringon massa, jonka koostumus on paljon enemmän ominaisuus maailmankaikkeuden suuri kuin on koostumus Maan.,siitä on valmistettu kumpuaminen virtaukset kaasu, joka on hieman kuumempi, ja siksi kirkkaampi, kuin ympäröivillä alueilla, jotka virtaavat alaspäin Aurinkoon
photosphere: alue auringon (tai tähtien) ilmakehään, josta jatkuva säteily karkaa avaruuteen,
plasma: kuuma ionisoitunut kaasu
aurinko laskee: virtaus kuuma, varautuneita hiukkasia, jolloin Aurinko
siirtyminen alue: alueen Auringon ilmakehässä, jossa lämpötila nousee hyvin nopeasti suhteellisen alhaisissa lämpötiloissa, jotka luonnehtivat kromosfäärin korkeat lämpötilat corona
