informacje o słońcu
Słońce – nasza Centralna gwiazda
słońce jest gwiazdą najbliższą nam. Jest to ogromna, świecąca kula gazu, podobnie jak inne gwiazdy we wszechświecie.
składa się z kilku części.,
najbardziej wewnętrzny obszar wnętrza słońca
dostęp do najnowszych zdjęć słonecznych (z teleskopów naziemnych i Soho) można uzyskać za pośrednictwem specjalnej strony internetowej w Observatoire de Paris.,
The Corona
Zdjęcie Korony słońca, uzyskanej podczas zaćmienia Słońca 11 sierpnia 1999 roku (Philippe Duhoux – ESO)
Korona (co oznacza „korona”) jest zewnętrzną powłoką atmosfery słońca. Jest to niezwykle gorąca strefa o temperaturach dochodzących do około 2 milionów stopni; jest to spowodowane transportem energii z warstw poniżej za pomocą pól magnetycznych.
koronę można zobaczyć bezpośrednio tylko podczas całkowitego zaćmienia Słońca., Chociaż tak jasna jak Księżyc w pełni, korona jest zwykle „topiona” w słońcu rozproszonym w ziemskiej atmosferze – dzienne niebo w pobliżu Słońca jest po prostu zbyt jasne, aby zobaczyć otaczającą koronę.
podczas całkowitego zaćmienia słońca Księżyc blokuje światło z fotosfery słonecznej, a niebo jest wystarczająco ciemne, aby Korona stała się widoczna.
profesjonalni astronomowie opracowali specjalny teleskop, tzw. koronograf, który umożliwia oglądanie i fotografowanie korony, także poza zaćmieniami słońca.,
Chromosfera
Zdjęcie chromosfery słońca.
chromosfera (co oznacza „kolorowa kula”) jest przezroczystą warstwą, tuż nad fotosferą. Rozciąga się od kilkuset kilometrów ponad szczytem fotosfery i na zewnątrz do wysokości około 2000 km, gdzie łączy się z koroną.
na tej odległości temperatura chromosfery wzrasta z 4300 stopni do ponad 400 000 stopni. Jest to mniej lub bardziej ciągła warstwa.,
bezpośrednio przed i po całkowitym zaćmieniu Słońca chromosfera jest widoczna jako półksiężyc lub pierścień diamentowy o czerwonawym kolorze. Poza zaćmieniami jest widoczny w monochromatycznym świetle atomów wodoru (linia widmowa H-alfa).
fotosfera
Zdjęcie fotosfery słońca
fotosfera jest widzialną „powierzchnią” słońca. Nazwa oznacza „sferę światła”. Z tej cienkiej warstwy-która ma tylko około 300 km głębokości – większość energii słonecznej jest emitowana w postaci promieniowania widzialnego i podczerwonego., Jest szczególnie dobrze widoczny w świetle białym lub w świetle zjonizowanego wapnia (widmowa linia K).
temperatura w fotosferze spada stopniowo od około 6400 stopni u podstawy do około 4400 stopni u góry, gdzie łączy się z chromosferą powyżej.
fotosfera ma „ziarnistą” teksturę z pojedynczymi komórkami mierzącymi około 1000 km średnicy. Nazywane są granulacją i zmieniają się co kilka minut. Są one spowodowane przez rosnące (konwekcyjne) ogniwa gorącego gazu.,
Inne funkcje Fotosferyczne obejmują plamy słoneczne , fasule i struktury włókienkowe, wszystkie związane z silnymi polami magnetycznymi. Prawie wszystkie cechy widma światła widzialnego słońca pochodzą z fotosfery, w tym ciemne linie Fraunhofera (nazwane na cześć niemieckiego fizyka, który po raz pierwszy opisał je na początku XIX wieku).
plamy na słońcu
Zbliżenie grupy plam na słońcu.
plamy słoneczne to ciemne obszary w fotosferze Słońca, które są chłodniejsze niż ich otoczenie., Zwykle występują w parach lub grupach i są związane z bardzo silnymi polami magnetycznymi.
rozmiary Spot różnią się od „małych” o średnicy około 15 000 km (czyli o wielkości Ziemi) do ogromnych grup obejmujących ponad 150 000 km. Większość z nich ma ciemny Region Centralny zwany ” umbra „(czyli około 1600 stopni chłodniej niż fotosfera), otoczony mniej ciemnym regionem zwanym” penumbra ” (około 500 stopni chłodniej niż fotosfera).
liczba plam słonecznych zmienia się w cyklu trwającym około 11 lat. Na początku słońce jest (prawie) wolne od plam., Kilka plam pojawia się wtedy wysoko na północnej i nisko na południowej półkuli słonecznej. Następnie znikają, a nowe plamy tworzą się stopniowo i coraz bliżej równika słonecznego.
inne zjawiska w atmosferze słonecznej
|
|
iv id 1000000000000000000, Na prawym zdjęciu w lewym dolnym rogu widoczna jest ogromna widoczność |
słoneczna atmosfera jest bardzo aktywnym miejscem. Duże ilości gorącego gazu przemieszczają się, a formy stale się zmieniają. Rozbłyski to rozjaśnienia na powierzchni, które są połączone z ponownym ułożeniem pola magnetycznego z impulsem energii. Duże chmury są czasami uniesione daleko ponad fotosferę i mogą być postrzegane jako eksponaty .
oba te zjawiska są najlepiej widoczne przez specjalne filtry optyczne, które izolują światło od wodoru.,
Wnętrze
wnętrze słońca
(NB! Prezentowany diagram jest elementem zastępczym, który wkrótce zostanie wymieniony na inny, specjalnie zaprojektowany dla tej strony).
powszechne jest dzielenie wnętrza słońca na trzy odrębne strefy:
- najwyższym punktem jest strefa konwekcyjna . Rozciąga się w dół od dna fotosfery do głębokości około 15% promienia Słońca. Tutaj energia jest głównie transportowana w górę Przez (konwekcyjne) strumienie gazu.,
- Strefa radiacyjna znajduje się poniżej strefy konwekcji i rozciąga się w dół do rdzenia. Tutaj energia jest transportowana na zewnątrz przez promieniowanie, a nie konwekcję. Od góry tej strefy do dołu gęstość wzrasta 100 razy.
- jądro zajmuje obszar centralny, a jego średnica wynosi około 15% średnicy całej Gwiazdy. Tutaj energia jest wytwarzana w procesach fuzji, w których jądra wodoru są łączone ze sobą w celu wytworzenia jąder helu. Temperatura wynosi około 14 milionów stopni.,
dane fizyczne słońca
poniższa tabela zawiera niektóre dane fizyczne słońca.
| nieruchomość | Słońce |
| Masa | 2 x 10 30 kg = 335 000 mas Ziemi |
| Średnica | 1.4 mln km = 109 Ziemia średnice |
| gęstość | 1400 kg/m 3 (woda ma 1000 kg/m 3 ) |
| wiek | ok., 4600 milionów lat |
| jasność (energia wyjściowa) |
4 x 10 23 kW |
| temperatura powierzchni | około 5500 °C (5800 K) |
| Temperatura Centralna | około 14 milionów stopni |
| skład (według masy atomowej) |
74,5% wodoru, 23,5% helu i 2% cięższych pierwiastków, np. tlenu, węgla i azotu |
| skład (według liczby atomów) |
94% wodoru, 6% helu i cięższych pierwiastków |