cele nauki
na końcu tej sekcji będziesz mógł:
- wyjaśnić, czym różni się skład słońca od składu ziemi
- opisać różne warstwy słońca i ich funkcje
- wyjaśnić, co dzieje się w różnych częściach atmosfery słońca
słońce, jak wszystkie gwiazdy, jest ogromną kulą niezwykle gorącego, w dużej mierze zjonizowanego gazu, świecącego pod własną mocą. I mamy na myśli ogromne., Słońce może zmieścić 109 ziem obok siebie w całej swojej średnicy i ma wystarczającą objętość (zajmuje wystarczająco dużo miejsca), aby pomieścić około 1,3 miliona ziem.
słońce nie ma stałej powierzchni ani kontynentów takich jak Ziemia, ani nie ma stałego rdzenia (Rysunek 1). Jednak ma dużo struktury i może być omówiony jako szereg warstw, Nie w przeciwieństwie do cebuli. W tej sekcji opisujemy ogromne zmiany zachodzące w rozległym wnętrzu i atmosferze Słońca oraz dynamiczne i gwałtowne erupcje, które występują codziennie w jego zewnętrznych warstwach.,
Rysunek 1. Ziemia i słońce: tutaj pokazano, że Ziemia jest skalowana z częścią słońca i gigantyczną pętlą gorącego gazu wybuchającego z jej powierzchni. Wstawka pokazuje całe Słońce, mniejsze. (źródło: modyfikacja pracy przez SOHO / EIT / ESA)
niektóre z podstawowych cech słońca są wymienione w tabeli 1. Chociaż niektóre z terminów w tej tabeli mogą być ci teraz nieznane, poznasz je, gdy przeczytasz dalej.
| Tabela 1., Charakterystyka słońca | ||
|---|---|---|
| charakterystyka | jak znaleziono | wartość |
| średnia odległość | odbicie radarowe od Planet | 1 AU (149,597,892 km) |
| maksymalna odległość od ziemi | 1.521 × 108 km | |
| minimalna odległość od ziemi | 1.471 × 108 km | |
| masa | orbita Ziemi | 333 400 mas ziemi (1,99 × 1030 kg) |
| średnia średnica kątowa | pomiar bezpośredni | 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 |
| Klasa widmowa | widmo | G2V |
| Temperatura efektywna | Pochodna jasności i promienia Słońca | 5800 K |
| okres obrotu na równiku | 24 dni 16 godzin | |
| nachylenie równika do ekliptyki | ruchy plam słonecznych | 7°10.,5 |
skład atmosfery słonecznej
Zacznijmy od pytania, z czego składa się atmosfera słoneczna. Jak wyjaśniono w Radiacji i widmach, możemy użyć widma linii absorpcyjnej gwiazdy, aby określić, jakie pierwiastki są obecne. Okazuje się, że Słońce zawiera te same pierwiastki co Ziemia, ale nie w tych samych proporcjach. Około 73% masy Słońca to wodór, a kolejne 25% to hel., Wszystkie inne pierwiastki chemiczne (w tym te, które znamy i kochamy w naszych ciałach, takie jak węgiel, tlen i azot) stanowią tylko 2% naszej Gwiazdy. 10 najbardziej obfitych gazów w widocznej warstwie powierzchniowej słońca jest wymienionych w tabeli 1. Zbadaj tę tabelę i zauważ, że skład zewnętrznej warstwy słońca jest bardzo różny od skorupy ziemskiej, w której żyjemy. (W skorupie naszej planety trzy najliczniejsze pierwiastki to tlen, krzem i aluminium.), Choć nie tak jak na naszej planecie, skład słoneczny jest dość typowy dla gwiazd w ogóle.,
| 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., Jednak będąc kobietą, nie otrzymała oficjalnej nominacji na Harvardzie, gdzie pracowała, aż do 1938 roku i nie została mianowana profesorem aż do 1956 roku. (źródło: Smithsonian Institution)
fakt, że nasze Słońce i gwiazdy mają podobne składy i składają się głównie z wodoru i helu został po raz pierwszy pokazany w błyskotliwej pracy magisterskiej w 1925 roku przez Cecilię Payne-Gaposchkin, pierwszą kobietę, która uzyskała doktorat z astronomii w Stanach Zjednoczonych (Rysunek 2)., Jednak pomysł, że najprostsze lekkie gazy-wodór i hel-są najliczniejszymi pierwiastkami w gwiazdach, był tak nieoczekiwany i tak szokujący, że założyła, że jej analiza danych musi być błędna. W tym czasie napisała: „Ogromna obfitość tych pierwiastków w atmosferze gwiezdnej prawie na pewno nie jest prawdziwa.”Nawet naukowcom czasami trudno jest zaakceptować nowe idee, które nie zgadzają się z tym, co wszyscy „wiedzą”, że mają rację.
przed pracą Payne-Gaposchkina wszyscy zakładali, że skład słońca i gwiazd będzie podobny do składu ziemi., Po 3 latach od jej pracy, inne badania dowiodły ponad wszelką wątpliwość, że ogromna obfitość wodoru i helu w słońcu jest rzeczywiście prawdziwa. (I, jak zobaczymy, skład słońca i gwiazd jest o wiele bardziej typowy dla składu wszechświata niż dziwne stężenie cięższych pierwiastków, które charakteryzuje naszą planetę.)
większość pierwiastków występujących w słońcu ma postać atomów, z niewielką liczbą cząsteczek, wszystkie w postaci gazów: słońce jest tak gorące, że bez względu na to, czy Materia przetrwa jako ciecz czy ciało stałe., W rzeczywistości słońce jest tak gorące, że wiele atomów w nim jest zjonizowanych, to znaczy pozbawionych jednego lub więcej elektronów. To usunięcie elektronów z ich atomów oznacza, że w słońcu znajduje się duża ilość wolnych elektronów i dodatnio naładowanych jonów, co czyni je środowiskiem naładowanym elektrycznie—zupełnie innym niż neutralne, w którym czytasz ten tekst. (Naukowcy nazywają taki gorący zjonizowany gaz plazmą.)
w XIX wieku naukowcy zaobserwowali linię widmową 530.,3 nanometry w zewnętrznej atmosferze Słońca, zwanej koroną (warstwa, którą omówimy za minutę.) Linia ta nigdy wcześniej nie była widziana, dlatego założono, że jest ona wynikiem nowego pierwiastka znalezionego w koronie, szybko nazwanego coronium. Dopiero 60 lat później astronomowie odkryli, że ta emisja była w rzeczywistości spowodowana silnie zjonizowanym żelazem—żelazem z 13 jego elektronami. W ten sposób po raz pierwszy odkryliśmy, że atmosfera Słońca ma temperaturę ponad miliona stopni.,
warstwy Słońca pod powierzchnią widoczną
Rysunek 3. Części słońca: ta ilustracja pokazuje różne części słońca, od gorącego jądra, gdzie energia jest generowana przez regiony, w których energia jest transportowana na zewnątrz, najpierw przez promieniowanie, następnie przez konwekcję, a następnie przez atmosferę słoneczną. Części atmosfery są również oznaczone jako fotosfera, chromosfera i korona. Niektóre typowe cechy w atmosferze są pokazane, takie jak otwory koronalne i wyeksponowane., (źródło: modyfikacja pracy NASA/Goddard)
Rysunek 3 pokazuje, jak wyglądałoby Słońce, gdybyśmy mogli zobaczyć wszystkie jego części od centrum do jego zewnętrznej atmosfery; warunki na rysunku staną się wam znane, jak czytacie dalej.
warstwy słońca różnią się od siebie, a każda z nich odgrywa rolę w wytwarzaniu energii, którą Słońce ostatecznie emituje. Zaczniemy od rdzenia i przejdziemy przez warstwy. Jądro słońca jest niezwykle gęste i jest źródłem całej jego energii., Wewnątrz rdzenia uwalniana jest energia jądrowa (w sposób, który omówimy w słońcu: Elektrownia jądrowa). Jądro ma około 20% wielkości wnętrza słonecznego i uważa się, że ma temperaturę około 15 milionów K, co czyni go najgorętszą częścią słońca.
nad rdzeniem znajduje się obszar znany jako strefa radiacyjna—nazwany od głównego sposobu transportu energii przez niego. Obszar ten zaczyna się na około 25% odległości od powierzchni Słońca i rozciąga się do około 70% drogi do powierzchni., Światło generowane w jądrze jest transportowane przez strefę radiacyjną bardzo powoli, ponieważ wysoka gęstość materii w tym regionie oznacza, że Foton nie może podróżować zbyt daleko bez zetknięcia się z cząstką, powodując jej zmianę kierunku i utratę energii.
Strefa konwekcyjna jest zewnętrzną warstwą wnętrza słonecznego. Jest to gruba warstwa o głębokości około 200 000 kilometrów, która transportuje energię z krawędzi strefy radiacyjnej na powierzchnię przez gigantyczne komórki konwekcyjne, podobne do garnka wrzącej owsianki., Plazma w dolnej części strefy konwekcyjnej jest bardzo gorąca i bąbelkuje na powierzchnię, gdzie traci ciepło w przestrzeni. Gdy Plazma ostygnie, opada z powrotem na dno strefy konwekcyjnej.
teraz, gdy daliśmy szybki przegląd struktury całego Słońca, w tym dziale wyruszymy w podróż przez widoczne warstwy słońca, zaczynając od fotosfery—widzialnej powierzchni.
fotosfera Słoneczna
Rysunek 4., Fotosfera słoneczna plus plamy słoneczne: zdjęcie przedstawia fotosferę-widoczną powierzchnię Słońca. Pokazano również powiększony obraz grupy plam słonecznych; wielkość Ziemi jest pokazana dla porównania. Plamy słoneczne wydają się ciemniejsze, ponieważ są chłodniejsze niż ich otoczenie. Typowa temperatura w centrum dużej plamy słonecznej wynosi około 3800 K, podczas gdy fotosfera ma temperaturę około 5800 K. (źródło: modyfikacja pracy NASA/SDO)
ziemskie powietrze jest ogólnie przezroczyste., Ale w smogowy dzień w wielu miastach może stać się nieprzezroczysta, co uniemożliwia nam zobaczenie przez nią jakiegoś punktu. Coś podobnego dzieje się na słońcu. Jego zewnętrzna atmosfera jest przezroczysta, co pozwala nam spojrzeć przez nią z niewielkiej odległości. Ale kiedy próbujemy spojrzeć przez atmosferę głębiej w słońce, nasz widok jest zablokowany. Fotosfera jest warstwą, w której słońce staje się nieprzezroczyste i wyznacza granicę, której nie widzimy (ryc. 4).,
jak widzieliśmy, energia, która wyłania się z fotosfery została pierwotnie wygenerowana głęboko w słońcu (więcej na ten temat w słońcu: Elektrownia jądrowa). Energia ta ma postać fotonów, które powoli kierują się ku powierzchni Słońca. Poza słońcem możemy obserwować tylko te fotony, które są emitowane do fotosfery słonecznej, gdzie gęstość atomów jest wystarczająco niska i fotony mogą w końcu uciec od Słońca bez zderzenia z innym atomem lub Jonem.,
jako analogię, wyobraź sobie, że uczestniczysz w wielkim rajdzie kampusu i znalazłeś doskonałe miejsce w pobliżu Centrum akcji. Twoja przyjaciółka spóźnia się i dzwoni do Ciebie na komórkę z prośbą o dołączenie do niej na skraju tłumu. Ty decydujesz, że przyjaźń jest warta więcej niż pierwszorzędne miejsce, więc pracujesz w gęstym tłumie, aby ją poznać. Możesz poruszać się tylko na krótką odległość, zanim wpadniesz na kogoś, zmienisz kierunek i spróbujesz ponownie, powoli docierając do zewnętrznej krawędzi tłumu., Wszystko to sprawia, że twoje wysiłki nie są widoczne dla czekającego na Ciebie przyjaciela na krawędzi. Twój przyjaciel nie może cię zobaczyć, dopóki nie zbliżysz się do krawędzi z powodu wszystkich ciał na drodze. Tak też fotony przechodzące przez słońce ciągle wpadają w Atomy, zmieniają kierunek, powoli pracują na zewnątrz i stają się widoczne dopiero wtedy, gdy docierają do atmosfery Słońca, gdzie gęstość atomów jest zbyt niska, aby zablokować ich zewnętrzny postęp.,
astronomowie odkryli, że atmosfera słoneczna zmienia się z prawie idealnie przezroczystej do prawie całkowicie nieprzezroczystej w odległości nieco ponad 400 kilometrów; jest to ten cienki obszar, który nazywamy fotosferą, słowo, które pochodzi z greckiego dla ” sfery światła.”Kiedy astronomowie mówią o „średnicy” Słońca, mają na myśli wielkość obszaru otoczonego przez fotosferę.
fotosfera wygląda ostro tylko z daleka. Gdybyście wpadali w słońce, nie czulibyście żadnej powierzchni, ale po prostu wyczulibyście stopniowy wzrost gęstości otaczającego was gazu., Jest to tak samo jak Spadanie przez chmurę podczas skydiving. Z daleka Chmura wygląda tak, jakby miała ostrą powierzchnię, ale nie czujesz powierzchni, gdy wpadasz w nią. (Jedną dużą różnicą między tymi dwoma scenariuszami jest jednak temperatura. Słońce jest tak gorące, że zostaniecie odparowani na długo przed dotarciem do fotosfery. Skoki spadochronowe w ziemskiej atmosferze są znacznie bezpieczniejsze.)
Rysunek 5., Wzór granulacji: oznaczenia powierzchni komórek konwekcyjnych tworzą wzór granulacji na tym dramatycznym obrazie (po lewej) pobranym z japońskiego statku kosmicznego Hinode. Możesz zobaczyć ten sam wzór, gdy podgrzejesz zupę miso. Prawy obraz przedstawia plamę słoneczną o nieregularnym kształcie i granulki na powierzchni Słońca, widzianą przez szwedzki Teleskop słoneczny 22 sierpnia 2003 roku., (credit left: modification of work by Hinode JAXA/NASA/PPARC; credit right: ISP/SST/Oddbjorn Engvold, Jun Elin Wiik, Luc Rouppe van der Voort)
możemy zauważyć, że atmosfera słońca nie jest bardzo gęstą warstwą w porównaniu do powietrza w pomieszczeniu, w którym czytasz ten tekst. W typowym punkcie fotosfery ciśnienie jest mniejsze niż 10% ciśnienia Ziemi na poziomie morza, a gęstość wynosi około jednej dziesięciotysięcznej gęstości atmosfery Ziemi na poziomie morza.,
obserwacje za pomocą teleskopów pokazują, że fotosfera ma Cętkowany wygląd, przypominający ziarna ryżu rozlane na ciemnym obrusie lub garnku wrzącej owsianki. Ta struktura fotosfery nazywana jest granulacją (patrz rysunek 5) granulki, które mają zwykle średnicę od 700 do 1000 kilometrów (około szerokości Teksasu), pojawiają się jako jasne obszary otoczone wąskimi, ciemniejszymi (chłodniejszymi) regionami. Żywotność pojedynczej granulki wynosi tylko 5 do 10 minut., Jeszcze większe są supergranule, które mają około 35 000 kilometrów średnicy (mniej więcej wielkości dwóch ziem) i trwają około 24 godzin.
ruchy granulek można badać badając przesunięcia Dopplera w widmach gazów tuż nad nimi (zob. efekt Dopplera). Jasne granulki są kolumnami gorętszych gazów wznoszących się z prędkością 2 do 3 kilometrów na sekundę spod fotosfery. Gdy ten rosnący Gaz dociera do fotosfery, rozprzestrzenia się, chłodzi i ponownie tonie w ciemniejszych regionach między granulkami., Pomiary pokazują, że centra granulek są gorętsze od regionów międzykrystalicznych o 50 do 100 K.
Chromosfera
Rysunek 6., Atmosfera słońca: obraz złożony przedstawiający trzy składniki atmosfery słonecznej: fotosferę lub powierzchnię Słońca pobraną w zwykłym świetle; chromosferę, zobrazowaną w świetle silnej czerwonej linii widmowej wodoru (H-alfa); oraz koronę widzianą promieniami rentgenowskimi. (źródło: modyfikacja pracy NASA)
zewnętrzne gazy słońca wykraczają daleko poza fotosferę (Rysunek 6). Ponieważ są one przezroczyste dla większości promieniowania widzialnego i emitują tylko niewielką ilość światła, te zewnętrzne warstwy są trudne do zaobserwowania., Obszar atmosfery słońca leżący bezpośrednio nad fotosferą nazywany jest chromosferą. Do tego wieku chromosfera była widoczna tylko wtedy, gdy fotosfera była ukryta przez księżyc podczas całkowitego zaćmienia Słońca (patrz rozdział o Ziemi, Księżycu i niebie). W XVII wieku kilku obserwatorów opisało to, co wydawało im się wąską czerwoną „smugą ” lub” frędzlami ” wokół krawędzi Księżyca w krótkim momencie po zakryciu fotosfery słońca. Nazwa chromosfera, z greckiego oznaczająca „kolorową kulę”, została nadana tej czerwonej smudze.,
obserwacje dokonane podczas zaćmień pokazują, że chromosfera ma około 2000 do 3000 kilometrów grubości, a jej widmo składa się z jasnych linii emisyjnych, co wskazuje, że warstwa ta składa się z gorących gazów emitujących światło o dyskretnych długościach fal. Czerwonawy kolor chromosfery wynika z jednej z najsilniejszych linii emisyjnych w widocznej części jej widma-jasnoczerwonej linii spowodowanej Wodorem, pierwiastkiem, który, jak już widzieliśmy, dominuje w składzie słońca.,
w 1868 roku obserwacje widma chromosferycznego ujawniły żółtą linię emisyjną, która nie odpowiadała żadnemu wcześniej znanemu pierwiastkowi na Ziemi. Naukowcy szybko zorientowali się, że znaleźli nowy pierwiastek i nazwali go Hel (od Heliosa, greckiego słowa oznaczającego „Słońce”). Odkrycie Helu na naszej planecie trwało do 1895 roku. Dziś uczniowie są prawdopodobnie najbardziej zaznajomieni z nim jako gazem świetlnym używanym do nadmuchiwania balonów, chociaż okazuje się, że jest to drugi najliczniejszy pierwiastek we wszechświecie.
temperatura chromosfery wynosi około 10 000 K., Oznacza to, że chromosfera jest gorętsza niż fotosfera, co powinno wydawać się zaskakujące. We wszystkich znanych nam sytuacjach temperatura spada w miarę oddalania się od źródła ciepła, a chromosfera znajduje się dalej od centrum Słońca niż fotosfera.
Region przejściowy
Rysunek 7. Temperatury w atmosferze słonecznej: na tym wykresie temperatura wzrasta w górę, a wysokość nad fotosferą wzrasta w prawo., Zauważ bardzo szybki wzrost temperatury w bardzo niewielkiej odległości w obszarze przejściowym między chromosferą a koroną.
wzrost temperatury nie kończy się wraz z chromosferą. Powyżej znajduje się obszar w atmosferze słonecznej, w którym temperatura zmienia się z 10 000 K (typowej dla chromosfery) do prawie miliona stopni. Najgorętsza część atmosfery słonecznej, która ma temperaturę miliona stopni lub więcej, nazywana jest koroną. Odpowiednio, część Słońca, w której występuje szybki wzrost temperatury, nazywana jest regionem przejściowym., Ma prawdopodobnie tylko kilkadziesiąt kilometrów grubości. Rysunek 7 podsumowuje, jak zmienia się temperatura atmosfery słonecznej z fotosfery Na Zewnątrz.
w 2013 roku NASA uruchomiła spektrograf obrazowania regionu interfejsu (Iris), aby zbadać region przejściowy, aby lepiej zrozumieć, w jaki sposób i dlaczego występuje ten gwałtowny wzrost temperatury. IRIS jest pierwszą misją kosmiczną, która jest w stanie uzyskać obrazy o wysokiej rozdzielczości przestrzennej różnych cech wytwarzanych w tym szerokim zakresie temperatur i zobaczyć, jak zmieniają się one wraz z czasem i lokalizacją (ryc. 8).,
Rysunek 3 i czerwony wykres na rysunku 7 sprawiają, że słońce wydaje się raczej cebulą, z gładkimi kulistymi muszlami, z których każda ma inną temperaturę. Przez długi czas astronomowie rzeczywiście myśleli o słońcu w ten sposób. Jednak teraz wiemy, że podczas gdy ta idea warstw-fotosfery, chromosfery, regionu przejściowego, korony-opisuje duży obraz dość dobrze, atmosfera słońca jest naprawdę bardziej skomplikowana, z gorącymi i chłodnymi regionami mieszanymi., Na przykład chmury tlenku węgla o temperaturze chłodniejszej niż 4000 K zostały znalezione na tej samej wysokości nad fotosferą, co znacznie gorętszy Gaz chromosfery.
Rysunek 8. Obraz części obszaru przejściowego korony, przedstawiający włókno lub strukturę podobną do wstęgi złożoną z wielu pojedynczych nici
Korona
najbardziej oddalona część atmosfery słońca nazywana jest koroną. Podobnie jak chromosfera, korona została po raz pierwszy zaobserwowana podczas zaćmień całkowitych (ryc. 9)., W przeciwieństwie do chromosfery, korona jest znana od wielu stuleci: wspomina o niej rzymski historyk Plutarch, a szczegółowo omówił ją Kepler.
Rysunek 9. Koronograf: to zdjęcie słońca zostało zrobione 2 marca 2016. Większy ciemny okrąg w środku to dysk, który blokuje blask słońca, pozwalając nam zobaczyć koronę. Mniejszy krąg wewnętrzny jest tam, gdzie Słońce byłoby, gdyby było widoczne na tym zdjęciu., (kredyt: modyfikacja pracy przez NASA/SOHO)
Korona rozciąga się miliony kilometrów nad fotosferą i emituje o połowę mniej światła niż Księżyc w pełni. Powodem, dla którego nie widzimy tego światła aż do zaćmienia jest przytłaczający blask fotosfery. Tak jak jasne światła miasta sprawiają, że trudno jest dostrzec słabe światło gwiazd, tak samo intensywne światło z fotosfery ukrywa słabe światło z korony. Podczas gdy najlepszy czas, aby zobaczyć koronę z Ziemi jest podczas całkowitego zaćmienia Słońca, można ją łatwo zaobserwować z orbitujących statków kosmicznych., Jego jaśniejsze części można teraz sfotografować za pomocą specjalnego instrumentu-koronografu-który usuwa blask słońca z obrazu za pomocą okultystycznego dysku (Okrągły kawałek materiału trzymany tak, że znajduje się tuż przed słońcem).
badania jego widma pokazują, że korona ma bardzo niską gęstość. Na dnie korony znajduje się tylko około 109 atomów na centymetr sześcienny, w porównaniu z około 1016 atomów na centymetr sześcienny w górnej fotosferze i 1019 cząsteczek na centymetr sześcienny na poziomie morza w atmosferze ziemskiej., Korona rozrzedza się bardzo szybko na większych wysokościach, gdzie odpowiada wysokiej próżni według ziemskich standardów laboratoryjnych. Korona rozciąga się tak daleko w Przestrzeń Kosmiczną—daleko za ziemią—że tutaj, na naszej planecie, technicznie żyjemy w atmosferze Słońca.
Wiatr Słoneczny
jednym z najbardziej niezwykłych odkryć dotyczących atmosfery słońca jest to, że wytwarza on strumień naładowanych cząstek (głównie protonów i elektronów), które nazywamy wiatrem słonecznym., Cząstki te wypływają ze Słońca do Układu Słonecznego z prędkością około 400 kilometrów na sekundę (prawie 1 milion mil na godzinę)! Wiatr słoneczny istnieje, ponieważ gazy w koronie są tak gorące i poruszają się tak szybko, że nie mogą być powstrzymywane przez grawitację słoneczną. (Wiatr ten został faktycznie odkryty przez jego wpływ na naładowane ogony komet; w pewnym sensie możemy zobaczyć ogony komet dmuchających w wietrze słonecznym sposób, w jaki wiatr skarpety na lotnisku lub zasłony w otwartym oknie trzepotanie na Ziemi.)
chociaż materiał wiatru słonecznego jest bardzo, bardzo rzadki (tj.,, ekstremalnie niskiej gęstości), Słońce ma ogromną powierzchnię. Astronomowie szacują, że Słońce traci około 10 milionów ton materiału rocznie przez ten wiatr. Podczas gdy ta ilość utraconej masy wydaje się duża jak na standardy ziemskie, jest zupełnie nieistotna dla Słońca.
Rysunek 10. Dziura koronalna: ciemny obszar widoczny w pobliżu bieguna południowego słońca na zdjęciu sondy Solar Dynamics Observer to dziura koronalna.
skąd na słońcu wyłania się wiatr słoneczny?, Na widocznych zdjęciach Korona słoneczna wydaje się dość jednolita i gładka. Zdjęcia rentgenowskie i ekstremalne ultrafioletowe pokazują jednak, że korona ma pętle, pióropusze i zarówno jasne, jak i ciemne obszary. Duże ciemne obszary korony, które są stosunkowo chłodne i ciche, nazywane są otworami koronalnymi (ryc. 10). W tych regionach linie pola magnetycznego rozciągają się daleko w Przestrzeń Kosmiczną z dala od Słońca, zamiast zapętlać się z powrotem na powierzchnię. Wiatr słoneczny pochodzi głównie z otworów koronalnych, gdzie gaz może płynąć z dala od Słońca w przestrzeń bez przeszkód przez pola magnetyczne., Gorący gaz koronalny występuje natomiast głównie tam, gdzie uwięziły go i skupiły pola magnetyczne.
na powierzchni ziemi jesteśmy w pewnym stopniu chronieni przed wiatrem słonecznym przez naszą atmosferę i pole magnetyczne Ziemi (patrz Ziemia jako planeta). Jednak linie pola magnetycznego wpadają do ziemi na północnym i południowym biegunie magnetycznym. Tutaj naładowane cząstki przyspieszone przez wiatr słoneczny mogą podążać za polem w dół do naszej atmosfery., Gdy cząstki uderzają w cząsteczki powietrza, powodują, że świecą, tworząc piękne zasłony światła zwane zorzy polarnej lub światłami północnymi i południowymi (Rysunek 11)
Rysunek 11. Aurora: kolorowy blask na niebie wynika z naładowanych cząstek w wietrze słonecznym oddziałujących z polem magnetycznym Ziemi. Oszałamiający pokaz uchwycony tutaj miał miejsce nad jeziorem Jokulsarlon na Islandii w 2013 roku., (źródło: Moyan Brenn)
kluczowe pojęcia i podsumowanie
Słońce, nasza gwiazda, ma kilka warstw pod powierzchnią widzialną: rdzeń, strefę radiacyjną i strefę konwekcyjną. Te z kolei otoczone są szeregiem warstw tworzących atmosferę słoneczną., W kolejności rosnącej odległości od centrum słońca, są to fotosfera, o temperaturze od 4500 K do około 6800 K; chromosfera, o typowej temperaturze 104 K; region przejściowy, strefa, która może mieć tylko kilka kilometrów grubości, gdzie temperatura gwałtownie wzrasta z 104 K do 106 K; i korona, o temperaturze kilku milionów K. Powierzchnia słońca jest nakrapiana upwelling prądy konwekcyjne postrzegane jako gorące, jasne granulki. Cząstki wiatru słonecznego spływają do układu słonecznego przez otwory koronowe., Kiedy takie cząstki docierają do otoczenia Ziemi, wytwarzają zorze polarne, które są najsilniejsze w pobliżu biegunów magnetycznych Ziemi. Wodór i hel razem tworzą 98% masy Słońca, którego skład jest o wiele bardziej charakterystyczny dla wszechświata niż skład ziemi.,
fotosfera: obszar atmosfery słonecznej (lub gwiezdnej), z którego ciągłe promieniowanie ucieka w Przestrzeń Kosmiczną
Plazma: gorący zjonizowany gaz
wiatr słoneczny: strumień gorących, naładowanych cząstek opuszczających Słońce
region przejściowy: obszar w atmosferze słonecznej, w którym temperatura wzrasta bardzo szybko ze stosunkowo niskich temperatur, które charakteryzują słońce. chromosfery do wysokich temperatur korony
