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 ]

Ponad fotosferą temperatura i gęstość maleją bardzo szybko. Niecałe 500 km nad podstawą fotosfery temperatura osiąga minimalną wartość w atmosferze (4100 150 K), a gęstość spada od 10-6 do 10-12 kg/m3. I tu właśnie zaczyna się chromosfera, którą definiuje się jako warstwę atmosfery, gdzie średnia temperatura wzrasta z wysokością (zamiast maleć) od minimalnej wartości do około 25 000 K, co zachodzi na przestrzeni mniej więcej 1500 km. Trzeba jednak pamiętać, że warstwa ta jest horyzontalnie bardzo niejednorodna. Dla przykładu bryzgi chromosferyczne (spikule) - wąskie wytryski materii, wyrzucane z dolnych warstw atmosfery z prędkością 10-40 km/s, osiągają wysokość przeciętnie 5000 km (czasami nawet 10 000 km), penetrując dolne obszary korony.

Chromosfera obserwowana podczas zaćmień Słońca lub za pomocą koronografu ma postać bardzo postrzępionej, niejednorodnej i czerwonej otoczki. Barwę swą zawdzięcza wodorowej linii H o długości fali 656,28 nanometra (nm), leżącej w czerwonej części widma. Wzrost temperatury z wysokością w atmosferze (zamiast oczekiwanego spadku) jest związany z nietermicznym ogrzewaniem wyższych warstw gazu. Niewielka część, około 0,001% strumienia energii wytwarzanego w jądrze - przenoszonej przez promieniowanie w obszarze promienistym otoczki i przez ruch materii w strefie konwekcyjnej - jest zamieniana przez turbulencję na energię fal mechanicznych, akustycznych i hydromagnetycznych. Część z nich dociera ponad fotosferę, gdzie ulega dysypacji. Dysypowana energia mechaniczna fal akustycznych ogrzewa gaz chromosferyczny. Fale hydromagnetyczne unoszą energię jeszcze wyżej. Oprócz fal akustycznych znaczącym źródłem ogrzewania chromosfery są niejednorodne lokalne zjawiska związane z polem magnetycznym. Brzegi komórek superganulacji, gdzie zbiera się pole magnetyczne, są nieco gorętsze od otoczenia (również w chromosferze) i tworzą jasną sieć chromosferyczną, która pokrywa się z siecią fotosferyczną. W chromosferze powstają również rozbłyski, których przyczyną jest anihilacja pola magnetycznego lub gwałtowna erupcja tegoż pola ponad powierzchnię Słońca.

...powiększenie  >>>
Korona słoneczna świeci słabo w porównaniu z tarczą Słońca, dlatego też jest widoczna tylko podczas zaćmień lub gdy obserwacje wykonuje się za pomocą koronografu. Rozpraszane w koronie promieniowanie fotosfery jest najintensywniejsze w obszarach o nieco większej gęstości. Liczba takich obszarów i ich wielkość zależą od stanu aktywności pola magnetycznego. Wzmożonej aktywności Słońca zawsze towarzyszy duża, rozbudowana korona (jak na zdjęciu), złożona ze strug gazu - wypływającego ze Słońca i ujawniającego wielkoskalową strukturę pola magnetycznego. Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak.

Tuż ponad chromosferą znajduje się warstwa przejściowa, w której na przestrzeni 1000 km temperatura wzrasta gwałtownie do około miliona kelwinów. Tak duży wzrost temperatury nie może być wyjaśniony za pomocą rozpraszania fal akustycznych, gdyż ich strumień jest zbyt mały, a ponadto są prawie w całości dysypowane w chromosferze. Ogrzewanie korony przypisuje się falom hydromagnetycznym, rozchodzącycm się wzdłuż linii sił pola magnetycznego. Fale takie nie ulegają rozproszeniu w chromosferze, lecz propagują się znacznie wyżej, gdzie ostatecznie powodują wzrost energii termicznej gazu.

Korona, najbardziej rozległa część atmosfery Słońca, znajduje się ponad warstwą przejściową. Obserwowana podczas zaćmień lub za pomocą koronografu, tworzy białawą otoczkę, której kształt i rozmiary silnie zależą od poziomu aktywności Słońca. Rozciąga się na odległość co najmniej 1-2 R od fotosfery. Średnia temperatura korony zmienia się od 1,5 miliona K w jej wewnętrznych warstwach do miliona kelwinów w warstwach zewnętrznych, gęstość zaś: od 10-13 do 10-15 kg/m3. Do znacznych odchyleń od tych wartości dochodzi w różnych tworach powstających w koronie, których liczba i zasięg silnie zależą od fazy cyklu aktywności słonecznej. Wewnątrz takich kondensacji gazu koronalnego gęstość może osiągać 10-11 kg/m3, a temperatura: 3 miliony K.

Skład chemiczny korony jest taki sam jak fotosfery, lecz ze względu na wysoką temperaturę większość materii występuje w postaci silnie zjonizowanych atomów. Wodór i hel jest zjonizowany w całości, a wiele atomów traci ponad połowę swych elektronów, np. tlen traci 6 i 7 elektronów, krzem i magnez do dziesięciu, a żelazo nawet 14.

...powiększenie  
>>>
Linie sił pola magnetycznego (strzałki) są unoszone przez wiatr słoneczny w przestrzeń kosmiczną. Gdybyśmy obserwowali je od strony bieguna Słońca, spostrzeglibyśmy, że układają się spiralnie: na wysokości orbity Ziemi linie sił odchylają się od kierunku radialnego o blisko 45o. Pole magnetyczne w płaszczyźnie ekliptyki dzieli się na cztery sektory (na rysunku granice sektorów stanowią linie ciągłe), w których linie sił są przeciwnie skierowane.

Konsekwencją wysokiej temperatury i jej niezależności od wysokości jest powolny spadek ciśnienia gazu w koronie - wolniejszy niż wymagałaby tego równowaga hydrostatyczna. W efekcie, korona nie jest tworem statycznym, lecz rozszerza się w sposób ciągły w ośrodek międzygwiazdowy. Powstaje w ten sposób wiatr słoneczny, tworzony przez elektrycznie naładowane cząstki gazu koronalnego, których prędkości termiczne przekroczyły lokalną wartość prędkości ucieczki i wypływają ze Słońca. Wiatr słoneczny wymiata materię z przestrzeni międzyplanetarnej i obejmuje cały Układ Słoneczny. W odległości około 100 jednostek astronomicznych (j.a.) ciśnienie wiatru staje się porównywalne z ciśnieniem materii międzygwiazdowej i jest on gwałtownie hamowany w stosunkowo wąskim obszarze powstającej fali uderzeniowej. Obszar ten wyznacza granicę heliosfery, wewnątrz której znajduje się materia pochodząca głównie ze Słońca.

Wiatr słoneczny unosi ze sobą słoneczne pole magnetyczne, a obrót Słońca sprawia, że linie sił pola zaginają się tak, iż w okolicach orbity Ziemi pole odchyla się w płaszczyźnie ekliptyki od kierunku radialnego o około 45o. Strumień cząstek wiatru zderza się z polem magnetycznym naszej planety, wytwarzając falę uderzeniową, co wpływa na kształt magnetosfery i wywołuje wiele zjawisk obserwowanych na Ziemi (burze magnetyczne i zaniki łączności radiowej, zorze polarne). Od kilkudziesięciu lat parametry wiatru słonecznego są mierzone za pomocą sond kosmicznych i zostały dość dobrze poznane w odległości 0,3-10 j.a. W okolicach orbity Ziemi prędkość wiatru wynosi co najmniej 300-400 km/s, a jego gęstość nie przekracza miliona cząstek w metrze sześciennym. Ekspansja korony nie jest jednorodna. Prędkość strumieni cząstek (głównie elektronów, protonów i cząstek ) w odległości 1 j.a. waha się od 300 do 800 km/s, a gęstość utrzymuje się między 104 a 3x106 cząstek na metr sześcienny.

Najbardziej intensywny wiatr (nie licząc rozbłysków) występuje ponad dziurami koronalnymi, utworzonymi przez otwarte linie sił pola magnetycznego Słońca. Niejednorodności wiatru słonecznego odzwierciedlają zarówno niejednorodności samej korony, jak i zmiany związane z aktywnością słoneczną. Z powodu wiatru słonecznego Słońce traci masę w tempie około 1016 kg rocznie, co jest porównywalne ze zmniejszaniem się masy na skutek reakcji jądrowych zamiany wodoru w hel.

Krzysztof Jahn
 
[ 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