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




Otoczka Słońca
 
[ 1 ]   [ 2 ]

Ponad jądrem Słońca rozciąga się obszar o temperaturze zbyt niskiej, by mogły w nim wydajnie zachodzić reakcje termojądrowe. Jest to otoczka Słońca, w której materia staje się już chemicznie jednorodna. Energia wyprodukowana poniżej jest transportowana przez kolejne warstwy ku powierzchni. Początkowo, w najgłębszych obszarach, odbywa się to wyłącznie poprzez dyfuzję promieniowania, tak jak w jądrze. Przy temperaturze przekraczającej 2 miliony kelwinów wodór i hel, a więc praktycznie cała materia, są całkowicie zjonizowane. W takich okolicznościach materia jest stosunkowo mało przezroczysta dla promieniowania. Proces transportu energii odbywa się w warunkach równowagi promienistej: całkowita energia wnoszona do pewnej objętości przez fotony jest równa całkowitej energii fotonów opuszczających tę objętość.

W otoczce gęstość gazu gwałtownie spada. Zewnętrzne warstwy, położone powyżej 0,5 R, zawierają już tylko 10% masy całego Słońca. Górne obszary warstwy promienistej są najprawdopodobniej przeniknięte toroidalnym (równoleżnikowym, prostopadłym do osi rotacji Słońca) polem magnetycznym. Okresowo występujące niestabilności powodują, że część pola wynurza się na powierzchnię, co prowadzi do zwiększonej aktywności magnetycznej Słońca.

W odległości większej niż 0,7 R od środka Słońca nieprzezroczystość materii zaczyna wzrastać, ponieważ w coraz niższej temperaturze najpierw hel, a potem wodór przestają być całkowicie zjonizowane. Obecność niezjonizowanych bądź częściowo zjonizowanych atomów zwiększa nieprzezroczystość gazu; coraz większa partia docierających z centrum fotonów ulega absorpcji, wzbudzając i jonizując atomy. Skutkiem tego na koszt energii fotonów wzrasta energia wewnętrzna gazu (materia lepiej się ogrzewa). Intensywnie pochłaniane promieniowanie przestaje być wydajnym środkiem transportu energii. Dochodzi do załamania równowagi promienistej, a transport energii przejmuje konwekcja termiczna. Ogrzewane elementy materii zwiększają swoją objętość i stają się lżejsze od otoczenia. Pod wpływem siły Archimedesa wędrują ku powierzchni, unosząc nagromadzone w sobie ciepło. W ten sposób energia jest transportowana do coraz wyższych warstw. Wydajność tego procesu na Słońcu jest bardzo duża: sięga 99% w prawie całym obszarze konwekcyjnym Słońca. Otoczka konwekcyjna rozciąga się do samej powierzchni. Chociaż jej grubość wynosi prawie 0,3R, warstwa ta zawiera jedynie 2% całkowitej masy Słońca. Zewnętrzne warstwy strefy konwekcyjnej możemy obserwować na powierzchni Słońca w postaci stale zmieniającego się wzoru: jasnych granul - obszarów o rozmiarach 1000-2000 km, zawierających gorącą, wynurzającej się plazmę - otoczonych ciemnymi, wąskimi pasmami chłodniejszej, tonącej materii.

...powiększenie  >>>
Rozchodzenie się fal akustycznych w otoczce Słońca. Ponieważ wraz z głębokością wzrasta prędkość dźwięku, im większa jest długość fali akustycznej przemierzającej wnętrze Słońca, od tym głębszej warstwy się ona "odbije". Fale dźwiękowe, skierowane w ten sposób ku słonecznej powierzchni, odbijają się od niej na skutek gwałtownego spadku gęstości gazu. Fale zostają tym samym uwięzione w sferycznej warstwie między powierzchnią a jakąś warstwą wewnętrzną i obiegają Słońce. Niektóre powracają po pełnym obiegu dokładnie w to samo miejsce i - interferując ze sobą - tworzą fale stojące o ściśle określonej częstości. Powoduje to drgania powierzchni, które są wykorzystywane w heliosejsmologicznych badaniach wnętrza Słońca.

Struktura otoczki, a w szczególności głębokość strefy konwekcyjnej, jest parametrem wyznaczanym podczas dopasowywania teoretycznego modelu do obecnej wartości promienia Słońca. Istnieje jednak bardziej rygorystyczny sprawdzian poprawności modelu teoretycznego, wykorzystujący badania heliosejsmologiczne. W 1960 r. Robert B. Leighton zaobserwował oscylacje zewnętrznych warstw gazu na Słońcu. Były to niezwykle małe drgania powierzchni o okresie zbliżonym do 5 minut, a towarzyszące im maksymalne prędkości gazu wynosiły od 0,5 do 1 km/s. Obecnie znamy bardzo bogate widmo tych drgań, o okresach od 3 do 12 minut i prędkościach znacznie mniejszych, sięgających kilku m/s. Ich przyczyną są rozchodzące się w Słońcu fale akustyczne. Własności rozchodzenia się fal zależą od termodynamicznej struktury gazu. Fakt ten wykorzystuje się w badaniach budowy Słońca, tak jak drgania skorupy Ziemi służą do badań jej wnętrza.

Fale akustyczne są zaburzeniami ciśnienia (stąd ich inna nazwa - fale typu p, od ang. pressure) generowanymi przez turbulentną konwekcję w otoczce Słońca. Siłą zwrotną, przeciwdziałającą zaburzeniom, jest gradient ciśnienia gazu. Docierając do powierzchni, fale dźwiękowe odbijają się od warstw, w których gęstość gazu gwałtownie maleje, i podążają w głąb otoczki. Trajektoria fali nie jest linią prostą, gdyż prędkość dźwięku, która zależy od temperatury, szybko rośnie z głębokością. Czoło fali ma na ogół kierunek inny niż horyzontalny. Wówczas różne jego punkty poruszają się z nieco odmiennymi prędkościami, co powoduje ugięcie fali. Na skutek tego ugięcia trajektoria może osiągnąć tylko ograniczoną głębokość, na której "odbija się" i wraca ku powierzchni. W ten sposób fala obiega Słońce, uwięziona w sferycznej warstwie, która tworzy coś w rodzaju wnęki rezonansowej. Jeśli wielokrotność odległości między miejscami odbicia jest równa obwodowi Słońca, to - na skutek interferencji - są generowane fale stojące o ściśle określonych, tzw. własnych, częstościach. Powstaje dyskretne widmo drgań, obserwowane w postaci wznoszących się i opadających obszarów powierzchni Słońca. Wielkość tych obszarów oraz głębokość penetracji fali zależy przede wszystkim od liczby węzłów fali stojącej na obwodzie Słońca - l. Im większa wartość l, tym mniejszy obszar i tym bliżej powierzchni znajduje się dolny brzeg wnęki rezonansowej. Dla przykładu, od dna warstwy konwekcyjnej odbijają się fale o l = 40, a l = 0 (brak węzłów) odpowiada radialnym oscylacjom, sięgającym środka Słońca.

...powiększenie  >>>
Akustyczne fale stojące, przemierzające wnętrze Słońca, są przyczyną okresowo powtarzających się odkształceń jego powierzchni. Drgania o ściśle określonej częstości tworzą odkształcenia o prostym wzorze szachownicy, tak jak przedstawia to rysunek. Rzeczywiste odkształcenia powierzchni Słońca mają bardziej skomplikowaną postać, gdyż powstają w wyniku złożenia się fal różnej długości i częstości. Długotrwałe obserwacje cyklicznych odkształceń pozwalają określić widmo drgań własnych, które niesie informację o warunkach fizycznych, jakie panują w otoczce Słońca: temperaturze, składzie chemicznym i systematycznych ruchach materii (np. prędkość rotacji warstw wewnętrznych).

Na skutek efektu Dopplera promieniowanie warstw opadających jest przesunięte nieco ku czerwonej części widma, a wznoszących - ku niebieskiej. To niewielkie przesunięcie można zmierzyć, obserwując linie widmowe. Z zaburzeniem ciśnienia związane jest zaburzenie temperatury gazu, co powoduje zmiany natężenia promieniowania oscylujących obszarów. Obydwa efekty wykorzystywane są do obserwacji drgań powierzchni Słońca. Pomiary takie wymagają długotrwałych, ciągłych obserwacji, gdyż niewielkie zaburzenia związane z oscylacjami giną w szumie wywołanym niejednorodnością fotosfery (głównie granulacją). W przeciwieństwie do procesów konwekcyjnych zmiany jasności i efekt Dopplera, oba zjawiska związane z oscylacjami, powtarzają się okresowo. Pozwala to wykryć zmiany o bardzo małej amplitudzie, jeśli tylko obserwacje trwają wystarczająco długo. Aby zapewnić ciągłość pomiarów, zorganizowano, w ramach projektu GONG (ang. Global Oscillation Network Group), sieć obserwatoriów położonych na różnych długościach geograficznych, co umożliwia niemal ciągłe monitorowanie Słońca. Dane zbierane przez tę sieć są uzupełniane obserwacjami spoza atmosfery, prowadzonymi z pokładu satelity SOHO (ang. Solar and Heliospheric Observatory). Został on umieszczony w wewnętrznym punkcie Lagrange'a L1 - między Ziemią a Słońcem - dzięki czemu możliwe stały się nieprzerwane pomiary, dodatkowo wolne od zakłóceń atmosferycznych. Za sprawą tych obserwacji coraz dokładniej poznajemy widmo drgań własnych Słońca.

Prędkość propagacji fal, ich amplituda i częstość są funkcją własności fizycznych ośrodka, w którym się one poruszają. Wielkości te przede wszystkim zależą od temperatury, ale również od gęstości i składu chemicznego; są one znane w modelu teoretycznym, który podaje ich wartości w funkcji głębokości. Można zatem obliczyć, w jaki sposób fale akustyczne rozchodzą się w Słońcu, i wyznaczyć ich częstości własne, a następnie - porównać je z obserwowanym widmem częstości. W wyniku skonfrontowania tysięcy obserwowanych drgań z przewidywaniami teoretycznymi stwierdzono, że różnice między nimi nie przekraczają 1% w przypadku fal penetrujących obszary, znajdujące się ponad centralną częścią jądra o rozmiarach około 0,1 R, która jest już niedostępna obserwacjom heliosejsmologicznym. Przemawia to na korzyść modelu standardowego, który najwyraźniej poprawnie opisuje globalne własności termodynamiczne wnętrza Słońca.

[ 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