Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Słońce  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Parametry fizyczne i budowa
- Jądro
- Otoczka
- Atmosfera
- Promieniowanie
- Aktywność
- Przyszłość
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Atmosfera Słońca
 
[ 1 ]   [ 2 ]

...powiększenie  >>>
Rozkład temperatury i gęstości w atmosferze Słońca. Najniżej położoną warstwą słonecznej atmosfery jest fotosfera: temperatura spada w niej wraz ze wzrostem wysokości od około 10 tysięcy kelwinów (K) do minimalnej wartości 4100 K (ok. 500 km nad powierzchnią Słońca, czyli warstwą o temperaturze mniej więcej 6000 K). Jednocześnie gęstość gazu w fotosferze maleje prawie tysiąckrotnie. Powyżej fotosfery temperatura wzrasta (na skutek rozpraszania fal mechanicznych w coraz bardziej rozrzedzonej materii): najpierw w stosunkowo niewielkim stopniu w chromosferze (do 25 tysięcy K), następnie gwałtownie w tzw. warstwie przejściowej, której grubość wynosi zaledwie 100 km. Ponad warstwą przejściową rozciąga się korona, w której średnia temperatura zbliża się do miliona stopni, a gęstość maleje od 10-11 do 10-15 kg/m3.

Zewnętrzne warstwy gazu, w których nieprzezroczystość maleje na tyle, by fotony mogły uciekać w przestrzeń kosmiczną, tworzą słoneczną atmosferę - najlepiej poznany obszar Słońca. W atmosferze wyróżnia się trzy główne warstwy, charakteryzujące się odmiennymi warunkami fizycznymi: fotosferę, chromosferę i koronę. Słońce nie ma stałej powierzchni. Otoczka konwekcyjna, w której temperatura i gęstość maleją z odległością od centrum, przechodzi w sposób ciągły w atmosferę. W powierzchniowych warstwach otoczki spadek temperatury i gęstości jest tak gwałtowny, że na przestrzeni kilkuset kilometrów nieprzezroczystość materii maleje o wiele rzędów wielkości. Gaz z całkowicie nieprzezroczystego staje się całkowicie przezroczysty, dzięki czemu olbrzymia większość fotonów ucieka w przestrzeń kosmiczną. W efekcie prawie całe promieniowanie Słońca (głównie w zakresie widzialnym i podczerwonym) pochodzi z cienkiej warstwy - fotosfery. Jej grubość wynosi nieco ponad 100 km. Z tego też powodu fotosferę często utożsamia się z powierzchnią Słońca. Niewielka grubość tej warstwy sprawia, że Słońce obserwowane w świetle widzialnym jest tarczą z ostro zarysowanym brzegiem.

...powiększenie  >>>
Ziarnista struktura powierzchni Słońca - granulacja - jest wynikiem ruchów konwekcyjnych, które przenoszą energię w zewnętrznych obszarach słonecznej otoczki. Jasne ziarna - granule w kształcie nieregularnych wielokątów - są komórkami konwekcyjnymi, w których środku materia wypływa na powierzchnię, a schłodzona w atmosferze tonie na brzegach. Wzór granulacji ciągle się zmienia: czas życia granul o rozmiarach (typowych) 1500 km wynosi nieco ponad 10 minut. Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak (USA).

W fotosferze Słońca obserwujemy olbrzymią różnorodność zjawisk dynamicznych, związanych głównie z procesami konwekcyjnymi. Jej charakterystyczną cechą jest ziarnistość struktury - granulacja. Jasne obszary o rozmiarach 1000-2000 km, otoczone ciemniejszymi pasmami, tworzą granule, których rozmieszczenie i kształt ciągle się zmieniają. Czas życia granuli wynosi około 10 minut. Powstają one na skutek gwałtownej zmiany warunków transportu energii w dolnych warstwach fotosfery. Na skutek wzrastającej przezroczystości materii fotony stają się ponownie najwydajniejszym środkiem transportu energii. Wynurzająca się z prędkością około 1 km/s materia bardzo szybko traci niesioną energię na rzecz promieniowania. Wydajnie chłodzony gaz zwiększa gęstość i - stając się cięższym od otoczenia - zaczyna opadać ku środkowi. Powstaje w ten sposób komórka konwekcyjna: ze wznoszącym się w swym centrum gorącym gazem i chłodniejszym opadającym na brzegach. Procesy konwekcyjne w otoczce zachodzą w różnych skalach, z których granulacja jest najmniejszą z obserwowanych. Istnienie większych komórek konwekcyjnych manifestuje się na powierzchni głównie poprzez systematyczne przepływy materii. Jest to ruch o niewielkich prędkościach, a więc trudny do zaobserwowania. Mezogranulacja tworzona jest przez komórki o rozmiarach (horyzontalnych) od 7 do 10 tysięcy km. W komórkach tych materia wypływa z prędkością około 150 m/s, prawie 10 razy wolniej niż w granulach, za to horyzontalna składowa prędkości może osiągać wartość do 1 km/s. Jeszcze większe komórki, o średnicy mniej więcej 30 tysięcy km, tworzą supergranulację. W centrum supergranuli materia wypływa z prędkością około 50 m/s, a na jej brzegach opada dwukrotnie szybciej. Horyzontalny przepływ odbywa się z prędkością 300-500 m/s. Czas życia supergranul sięga jednego dnia.

O tym, że ruchy konwekcyjne zachodzą również w skali 108 m (100 tysięcy km), wnioskowano do niedawna pośrednio, na podstawie ruchów długo żyjących niejednorodności fotosfery (takich jak komórki supergranulacji, plamy słoneczne, czy włókna magnetyczne). W 1998 r. na podstawie obserwacji prowadzonych z satelity SOHO wykazano obecność na Słońcu tzw. gigantycznych komórek konwekcyjnych. Ruch w tej skali odbywa się bardzo powoli (kilka m/s) i obejmuje całą głębokość warstwy konwekcyjnej, natomiast na powierzchni Słońca - obszary rozciągające się ponad 30o w szerokości i długości heliograficznej.

Obok chaotycznego ruchu związanego z konwekcją w fotosferze obserwowane są fale akustyczne - zarówno te, które odbijają się od fotosfery i tworzą widmo drgań własnych, będących przedmiotem badań heliosejsmologicznych, jak i takie, które przechodząc wyżej, unoszą ze sobą energię mechaniczną. Granulacja nie jest jedyną formą niejednorodności fotosfery. Pole magnetyczne również wpływa na jasność tej warstwy. Duże koncentracje pola tworzą pory i plamy słoneczne, które są ciemniejsze od otoczenia. Małe elementy magnetyczne są z kolei jaśniejsze, a spychane przez ruchy związane z supergranulacją ku brzegom komórek tworzą ciągi jasnych punktów (flokuł), które układają się w jasną sieć fotosferyczną.

[ 1 ]   [ 2 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach