Güneşin parlaklığı. Güneşin parlaklığı veya ne kadar enerji yaydığı
5.2.1. Güneş'in temel özellikleri: yarıçap, kütle, parlaklık
Güneş, Dünya'ya olağanüstü yakınlığı nedeniyle özellikleri diğer yıldızlara göre daha ayrıntılı ve daha iyi incelenmiş tipik bir yıldızdır.
Her yıldızda olduğu gibi Güneş'in de temel özellikleri yarıçap, kütle ve parlaklıktır.
Güneş neredeyse bir daire gibi görünüyor (yavaş dönüşten kaynaklanan sıkışma yaklaşık 10 –5'tir) ve keskin bir kenarı veya kolu var. Bir gaz topunun bir sınırı olamayacağından, Güneş'in kenarının, 500 nm dalga boyuna sahip radyasyon için uzuv yakınındaki güneş parlaklığının dağılımındaki keskin bir düşüşle belirlenen fotometrik kenar olduğu anlaşılmaktadır.
Güneş'in görünen yarıçapı, Dünya'nın yörüngesinin eliptik olmasından dolayı Dünya'nın Güneş'e olan mesafesindeki değişiklikler nedeniyle yıl boyunca biraz değişir. Dünya günberi noktasındayken (Ocak başı), Güneş'in görünür çapı 33"31", günötesinde (Temmuz başı) - 32"35"tir. Dünya'dan ortalama bir mesafede (1 AU), Güneş'in görünür yarıçapı 960" olup, doğrusal yarıçapa karşılık gelir.R Güneş = 149,6 × 10 6 km × 960"/206265" = 696000 km ≈ 109R Terra.
Güneş'in merkezi etrafında R Güneş yarıçapıyla tanımlanan bir kürenin yüzeyi, Güneş'in geleneksel yüzeyi olarak adlandırılabilir, çünkü güneş atmosferinin (fotosfer) ana, en derin kısmının üst katmanına yakındır. Minimum sıcaklık ve gazların en büyük opaklığına ulaşılır. Güneş'in görünen kenarının keskinliğini sağlayan da bu özelliklerdir.
Güneş'in kütlesi Kepler'in üçüncü yasasının Güneş'e ve onun etrafında dönen cisimlere uygulanmasıyla bulunabilir:
M Güneş = 1,99 × 10 33 g ≈ 2 × 10 30 kg = 330000m Dünya.
Güneş'in maddesinin ortalama yoğunluğu ‹ρ› = 1,41 g/cm3'tür.
Güneş'ten 1a uzaklıktaki enerji ışınımı. e, güneş sabiti olarak adlandırılır ve Güneş yönüne dik ve dünya atmosferinin dışında 1a uzaklıkta bulunan bir birim alandan birim zamanda geçen toplam ışınım güneş enerjisi miktarı olarak tanımlanır. e. Şu anda güneş sabitinin değeri yaklaşık ±%0,3'lük bir hatayla bilinmektedir:
Q = 1366 ± 4 W/m2.
Bu miktarın çarpımı, yarıçapı 1 a olan bir kürenin alanıdır. yani Güneş'in birim zamanda her yöne yaydığı toplam enerji miktarını, yani 3,84 × 10 26 J/s'ye eşit olan bolometrik parlaklığını verir. Geleneksel güneş yüzeyinin bir birimi (1 m2) 63,1 MW yayar.
5.2.2. Spektrumun çeşitli bölgelerinde spektrum ve radyasyon. Kimyasal bileşim
Gözlemlenebilir güneş radyasyonunun neredeyse tamamı (Güneş'in merkezinden kaynaklanan nötrino akışı hariç), Güneş'in güneş atmosferi adı verilen dış katmanlarından gelir.
Görünür bölgede, güneş radyasyonu, 1814'te bu çizgileri tanımlayan Alman fizikçi Joseph Fraunhofer'in anısına Fraunhofer çizgileri olarak adlandırılan, onbinlerce karanlık soğurma çizgisinin üst üste bindirildiği sürekli bir spektruma sahiptir.Sürekli spektrum en büyük yoğunluğuna spektrumun mavi-yeşil kısmında, 4300 – 5000 Å dalga boyu bölgesinde ulaşır. Maksimumun her iki tarafında da güneş ışınımının yoğunluğu azalır.
Güneş spektrumu, kısa dalga (UV ve ötesi) ve uzun dalga (IR ve ötesi) bölgelerine kadar uzanır. Güneş spektrumunun atmosfer dışı gözlemlerinin sonuçları, yaklaşık 2000 Å dalga boylarına kadar güneş spektrumunun doğasının görünür bölgedekiyle aynı olduğunu göstermektedir. Bununla birlikte, daha kısa dalga boyu bölgesinde keskin bir şekilde değişir: sürekli spektrumun yoğunluğu hızla azalır ve koyu Fraunhofer çizgilerinin yerini parlak emisyon çizgileri alır.
Yaklaşık 1600 Å dalga boyundan IR aralığına kadar olan güneş spektrumunun en önemli özelliği Fraunhofer soğurma çizgilerinin varlığıdır. Dalga boyları açısından, seyreltilmiş parlak gazın spektrumundaki çeşitli elementlerin emisyon çizgilerine tam olarak karşılık gelirler. Güneş atmosferinin absorpsiyon spektrumundaki görünümleri, bu hatlardaki radyasyona karşı bitişik sürekli spektruma göre önemli ölçüde daha fazla opaklığa bağlıdır. Böylece daha dış ve dolayısıyla daha soğuk katmanlardan yayılan radyasyon sergilerler.
Soğurma çizgilerinin doğası (şekli, yoğunluğu, genişliği), güneş atmosferindeki farklı derinliklerdeki sıcaklığı ve ayrıca güneş atmosferindeki çeşitli kimyasal elementlerin soğurucu atomlarının göreceli sayısını değerlendirmemize olanak tanır.
Güneş spektrumunun en güçlü soğurma çizgisi uzak UV bölgesindedir - 1216 Å dalga boyuna sahip Ly-α hidrojen rezonans çizgisi. Bununla birlikte, bu dalga boyu aynı zamanda güneş spektrumunun en güçlü emisyon hattını da oluşturur; aynı Ly-α hattı, ancak atmosferin daha yüksek katmanlarında ortaya çıkar.
Görünür bölgede iyonize kalsiyumun rezonans çizgileri en yoğundur. Onlardan sonra yoğunluk bakımından Balmer hidrojen serisinin ilk çizgileri gelir, ardından sodyumun rezonans çizgileri, magnezyum, demir, titanyum ve diğer elementlerin çizgileri gelir. Geriye kalan çok sayıda çizgi, periyodik tablodan bilinen 80'den fazla kimyasal elementin spektrumuyla tanımlanmış ve laboratuvarda iyice incelenmiştir. Güneş'in spektrumunda bu çizgilerin varlığı, güneş atmosferinde buna karşılık gelen elementlerin varlığını gösterir. Böylece Güneş'te hidrojen, helyum, nitrojen, karbon, oksijen, magnezyum, sodyum, kalsiyum, demir ve daha birçok elementin varlığı tespit edildi.
Güneş'teki baskın element hidrojendir. Atom sayısı bakımından diğer tüm elementlerin toplamından yaklaşık 10 kat daha fazladır ve Güneş'in toplam kütlesinin yaklaşık %70'ini oluşturur.
Bir sonraki en bol element helyumdur (Güneş kütlesinin yaklaşık %28'i). Geri kalan unsurlar birlikte alındığında %2'den fazla değildir. Bazı durumlarda belirli özelliklere sahip elementlerin içeriğini bilmek önemlidir. Örneğin güneş atmosferindeki metal atomlarının toplam sayısı, hidrojen atomlarından neredeyse 10.000 kat daha azdır.
5.2.3. Güneşin iç yapısı
Çekirdek. Güneş'in yaklaşık 150.000 km yarıçaplı (0,2 - 0,25 güneş yarıçapı) termonükleer reaksiyonların meydana geldiği merkezi kısmına güneş çekirdeği denir.
Çekirdekteki maddenin yoğunluğu yaklaşık 150.000 kg/m³'tür (suyun yoğunluğundan 150 kat, suyun yoğunluğundan ~6,6 kat daha yüksektir). ağır metal Dünya'da - iridyum) ve çekirdeğin merkezindeki sıcaklık 14 milyon K'dan fazladır.
En yüksek sıcaklık ve yoğunlukların Güneş'in orta kısımlarında olması gerektiğinden, nükleer reaksiyonlar ve buna eşlik eden enerji salınımı en yoğun şekilde Güneş'in tam merkezine yakın yerlerde meydana gelir. Çekirdekte proton-proton reaksiyonunun yanı sıra karbon döngüsü de önemli bir rol oynar. Yalnızca proton-proton reaksiyonu sonucunda saniyede 4,26 milyon ton madde enerjiye dönüşüyor, ancak bu değer Güneş'in 2 × 10 27 tonluk kütlesiyle karşılaştırıldığında ihmal edilebilecek kadar küçük.
Termonükleer reaksiyonlar sırasında γ-kuantum tarafından taşınan enerjinin yanı sıra doğrudan ortaya çıkan parçacıkların kinetik enerjisi biçiminde de, akışı Dünya'ya nüfuz eden nötrinoların oluşumu önemli bir rol oynar.
Radyant denge bölgesi. Güneş'in merkezinden uzaklaştıkça sıcaklık ve yoğunluk düşer, karbon döngüsünden kaynaklanan enerji salınımı hızla durur ve 0,2-0,3 yarıçaplı mesafeye kadar sıcaklık 5 milyon K'nin altına düşer, ve yoğunluk da önemli ölçüde düşer. Sonuç olarak, burada nükleer reaksiyonlar pratikte meydana gelmez. Bu katmanlar yalnızca daha büyük derinliklerde oluşan radyasyonu dışarıya doğru iletir.
Parçacıkların, emilen her yüksek enerji kuantumu yerine, ardışık kademeli geçişlerin bir sonucu olarak kural olarak birkaç kuantum daha düşük enerji yaymaları önemlidir. Bu nedenle, γ-kuantum yerine, X-ışınları ortaya çıkıyor, X-ışınları yerine UV kuantumu ortaya çıkıyor, bu da zaten dış katmanlarda görünür ve termal radyasyon kuantumlarına "parçalanmış" ve sonunda Güneş tarafından yayılıyor. .
Güneş'in nükleer reaksiyonlar nedeniyle enerji salınımının önemsiz olduğu ve enerji aktarım sürecinin yalnızca radyasyonun emilmesi ve ardından yeniden emisyon yoluyla gerçekleştiği kısmına ışınımsal denge bölgesi denir. Yaklaşık 0,3 ila 0,7 güneş yarıçapı kadar bir alanı kaplar.
Konvektif bölge. Işınımsal denge seviyesinin üzerinde, maddenin kendisi enerji transferinde yer almaya başlar. Güneş'in gözlemlenebilir dış katmanlarının hemen altında, yarıçapının yaklaşık 0,3'ü kadar bir alanda, enerjinin konveksiyon yoluyla aktarıldığı bir konvektif bölge oluşur.
Konvektif bölgede plazmanın girdap karışımı meydana gelir. Modern verilere göre, konvektif bölgenin güneş süreçlerinin fiziğindeki rolü son derece büyüktür, çünkü güneş maddesinin ve manyetik alanların çeşitli hareketleri buradan kaynaklanmaktadır.
5.2.4. Güneş atmosferinin yapısı
Güneş'in en dış katmanları (güneş atmosferi) genellikle fotosfere, kromosfere ve koronaya ayrılır.
Fotosfer. Fotosfer, güneş atmosferinin görünür radyasyonun oluştuğu, sürekli bir spektruma sahip olan kısmıdır. Böylece bize gelen güneş enerjisinin neredeyse tamamı fotosferde yayılır. Işıksfer, Güneş'i beyaz ışıkta doğrudan gözlemlendiğinde görünen "yüzey" biçiminde görülebilir.
Fotosferin kalınlığı, yani görünür aralıktaki radyasyonun %90'ından fazlasının geldiği katmanların kapsamı 200 km'den azdır, yani yaklaşık 3 × 10 –4 R Güneş. Hesaplamaların gösterdiği gibi, bu tür katmanlara teğetsel olarak bakıldığında, görünür kalınlıkları birkaç kez azalır, bunun sonucunda güneş diskinin (uzuv) en kenarına yakın bir yerde, parlaklıktaki en hızlı düşüş 10'dan daha kısa bir süre içinde meydana gelir - 4 R Paz. Bu nedenle Güneş'in kenarı olağanüstü derecede keskin görünmektedir.
Fotosferdeki parçacıkların konsantrasyonu 1 cm³ başına 10 16 –10 17'dir (içinde normal koşullar Dünya atmosferinin 1 cm³'ü 2,7 × 10 19 molekül içerir). Fotosferdeki basınç yaklaşık 0,1 atm, fotosferin sıcaklığı ise 5000 – 7000 K'dir. Bu koşullar altında birkaç voltluk iyonlaşma potansiyeline sahip atomlar (Na, K, Ca) iyonize olur. Hidrojen de dahil olmak üzere geri kalan elementler ağırlıklı olarak nötr durumda kalır.
Fotosferdeki negatif hidrojen iyonları. Fotosfer, Güneş'te nötr hidrojenin bulunduğu tek bölgedir. Bununla birlikte, hidrojenin önemsiz iyonlaşması ve metallerin neredeyse tamamen iyonlaşmasının bir sonucu olarak, hala serbest elektronlar içermektedir. Bu elektronlar son derece önemli bir rol oynarlar: nötr hidrojen atomlarıyla birleştiklerinde negatif hidrojen iyonları H – oluştururlar.
Negatif hidrojen iyonları ihmal edilebilir miktarlarda oluşur: 100 milyon hidrojen atomundan ortalama olarak yalnızca bir tanesi negatif iyona dönüşür.
H - iyonları, özellikle spektrumun IR ve görünür bölgelerinde alışılmadık derecede güçlü bir şekilde radyasyonu absorbe etme özelliğine sahiptir. Bu nedenle, önemsiz konsantrasyonlarına rağmen negatif hidrojen iyonları, spektrumun görünür bölgesindeki radyasyonun fotosferik madde tarafından emilmesinin ana nedenidir. İkinci elektron ile atom arasındaki bağ çok zayıftır ve bu nedenle IR fotonları bile negatif hidrojen iyonunu yok edebilir.
Radyasyon, elektronlar nötr atomlar tarafından yakalandığında meydana gelir. Yakalama sırasında üretilen fotonlar, Güneş'in fotosferlerinin ve ona yakın sıcaklıktaki yıldızların parıltısını belirler. Böylece, hidrojen atomuna bir elektron daha eklendiğinde Güneş'in halk arasında "beyaz" olarak adlandırılan sarımsı ışığı ortaya çıkar.
Nötr bir H atomunun elektron ilgisi 0,75 eV'dir. H atomuna 0,75 eV'den daha büyük bir enerjiye sahip bir elektron (e) bağlandığında, bunun fazlası, önemli bir kısmı görünür aralığa düşen elektromanyetik radyasyon tarafından taşınır:
E + H → H – + ħω.
Granülasyon. Fotosferin gözlemleri, yakın aralıklı kümülüs bulutlarını anımsatan ince yapısını ortaya koyuyor. Hafif yuvarlak oluşumlara granül, yapının tamamına ise granülasyon adı verilir. Açısal boyutlar Granüller ortalama olarak 1" yaydan fazla değildir, bu da Güneş'te 725 km'ye karşılık gelir. Her bir granül ortalama 5-10 dakika boyunca var olur, ardından parçalanır ve yerine yenileri çıkar.Granüller, hücreler veya petekler oluşturan karanlık boşluklarla çevrilidir. Granüllerdeki ve aralarındaki boşluklardaki spektral çizgiler sırasıyla mavi ve kırmızı taraflara kaydırılır. Bu, granüllerin içindeki maddenin yükseldiği ve etrafındaki maddenin battığı anlamına gelir. Bu hareketlerin hızı 1-2 km/s'dir.
Granülasyon, fotosferde gözlenen fotosferin altında yer alan konvektif bölgenin bir tezahürüdür. Konvektif bölgede, bireysel gaz kütlelerinin (konveksiyon elemanları) yükselmesi ve düşmesi sonucu aktif madde karışımı meydana gelir. Yaklaşık olarak boyutlarına eşit bir yol kat ettikten sonra çevrede çözülerek yeni heterojenliklere yol açıyor gibi görünüyorlar. Dıştaki daha soğuk katmanlarda bu heterojenliklerin boyutları daha küçüktür.
Güneşin kromosferi ve akustik titreşimleri. Yoğunluğun 3 × 10 –8 g/cm³'e düştüğü fotosferin dış katmanlarında sıcaklık 4200 K'nin altındaki değerlere ulaşıyor. Bu sıcaklık değeri tüm güneş atmosferi için minimum değer olarak çıkıyor. Daha yüksek katmanlarda sıcaklık yeniden artmaya başlar. İlk olarak, sıcaklıkta yavaş yavaş onbinlerce kelvin'e kadar bir artış olur ve buna hidrojenin ve ardından helyumun iyonlaşması eşlik eder. Güneş atmosferinin bu kısmına kromosfer denir.
Güneş atmosferinin en dış katmanlarının bu kadar güçlü ısınmasının nedeni, konveksiyon elemanlarının hareketi sonucu fotosferde ortaya çıkan akustik (ses) dalgaların enerjisidir.
Çoğunda üst katmanlar Konvektif bölge, fotosferin hemen altında, konvektif hareketler keskin bir şekilde yavaşlar ve konveksiyon aniden durur. Böylece, aşağıdan gelen fotosfer, konvektif elementler tarafından sürekli olarak "bombardımanına" maruz kalır. Bu etkilerden dolayı, içinde granül şeklinde gözlenen rahatsızlıklar ortaya çıkar ve kendisi de fotosferin kendi salınımlarının frekansına karşılık gelen bir periyotla (yaklaşık 5 dakika) salınmaya başlar. Fotosferde meydana gelen bu titreşimler ve bozulmalar, doğası gereği havadaki ses dalgalarına yakın olan dalgalar üretir. Bu dalgalar yukarı doğru yani yoğunluğu daha düşük katmanlara doğru yayıldıklarında genlikleri birkaç kilometreye kadar çıkar ve şok dalgalarına dönüşür.
Spiküller. Kromosferin uzunluğu birkaç bin km'dir. Kromosfer parlak çizgilerden oluşan bir emisyon spektrumuna sahiptir. Bu spektrum, tüm soğurma çizgilerinin yerini emisyon çizgilerinin aldığı ve neredeyse hiç sürekli spektrumun bulunmadığı Güneş spektrumuna çok benzer. Bununla birlikte, kromosferin spektrumunda iyonize elementlerin çizgileri, fotosferin spektrumuna göre daha güçlüdür. Özellikle helyum çizgileri kromosfer spektrumunda çok güçlüdür, Fraunhofer spektrumunda ise neredeyse görünmezdir. Bu spektral özellikler, kromosferdeki sıcaklıktaki artışı doğrulamaktadır.
Kromosferin görüntülerini incelerken dikkat çeken ilk şey, fotosferdeki granülasyondan çok daha belirgin olan homojen olmayan yapısıdır.
Kromosferdeki en küçük yapısal oluşumlara spiküller denir. Dikdörtgen bir şekle sahiptirler ve esas olarak radyal yönde uzatılırlar. Uzunlukları birkaç bin km, kalınlıkları ise 1000 km kadardır. Onlarca km/s'lik hızlarda spiküller kromosferden koronaya doğru yükselir ve içinde çözülür.
Spiküller aracılığıyla kromosferin maddesi, üstündeki korona ile değiştirilir. Güneş'te aynı anda yüzbinlerce spikül bulunmaktadır.
Spiküller, subfosferik konvektif bölgenin granüllerden çok daha büyük ve daha derin elemanlarının neden olduğu dalga hareketleriyle oluşturulan, kromosferik ağ adı verilen daha büyük bir yapı oluşturur.
Kromosferik ağ en iyi, iyonize helyumun 304 Å rezonans çizgisi gibi spektrumun uzak UV bölgesindeki güçlü çizgilerin görüntülerinde görülür. Kromosferik ağ, boyutları 30 ila 60 bin km arasında değişen bireysel hücrelerden oluşur.
Taç. Gaz yoğunluğunun yalnızca 10-15 g/cm³ olduğu kromosferin üst katmanlarında, sıcaklıkta yaklaşık bir milyon kelvin'e kadar alışılmadık derecede keskin bir artış daha meydana gelir. Güneş tacı adı verilen Güneş atmosferinin en dıştaki ve en ince kısmının başladığı yer burasıdır.
|
.jpg)
Tacın keskin hatları yoktur ve zamanla büyük ölçüde değişen düzensiz bir şekle sahiptir. Bu, çeşitli tutulmalar sırasında elde edilen görüntülerin karşılaştırılmasıyla değerlendirilebilir.
Koronanın uzuvdan 0,2-0,3 güneş yarıçapından daha fazla uzakta olmayan en parlak kısmına genellikle iç korona denir ve geri kalan, çok geniş olan kısma dış korona denir.
Önemli özellik Taç onun parlak yapısıdır. Işınlar bir düzine veya daha fazla güneş yarıçapına kadar çeşitli uzunluklarda gelir. Tabanda ışınlar genellikle kalınlaşır, bazıları komşulara doğru bükülür.
Koronanın spektrumu bir takım önemli özelliklere sahiptir. Güneş'in sürekli spektrumundaki enerji dağılımını tekrarlayan bir enerji dağılımına sahip, zayıf sürekli bir arka plana dayanır. Bu sürekli spektrumun arka planında, iç koronada yoğunluğu Güneş'ten uzaklaştıkça azalan parlak emisyon çizgileri gözlenir. Bu çizgilerin çoğu laboratuvar spektrumlarında elde edilemez.
Dış koronada, güneş spektrumunun Fraunhofer çizgileri gözlenir; bunlar fotosferik çizgilerden nispeten daha büyük artık yoğunluklarıyla farklılık gösterir.
Koronadan gelen radyasyon polarizedir ve Güneş'in kenarından yaklaşık 0,5R Güneş mesafesinde, polarizasyon yaklaşık% 50'ye yükselir ve daha büyük mesafelerde tekrar azalır.
Korona radyasyonu, fotosferden saçılan ışıktır ve bu radyasyonun polarizasyonu, saçılmanın meydana geldiği parçacıkların doğasını belirlemeyi mümkün kılar - bunlar serbest elektronlardır. Bu serbest elektronların ortaya çıkması ancak maddenin iyonlaşmasından kaynaklanabilir. Ancak genel olarak iyonize gazın (plazma) nötr olması gerekir. Sonuç olarak, koronadaki iyonların konsantrasyonu aynı zamanda elektronların konsantrasyonuna da karşılık gelmelidir.
Güneş koronasının emisyon çizgileri sıradan kimyasal elementler ancak iyonizasyonun çok yüksek aşamalarındadır. En yoğun - 5303 Å dalga boyuna sahip yeşil koronal çizgi - Fe XIV iyonu, yani 13 elektronu olmayan bir demir atomu tarafından yayılır. Bir diğer yoğun çizgi - kırmızı koronal çizgi (6374 Å) - dokuz katlı iyonize demir Fe X atomlarına aittir. Geriye kalan emisyon çizgileri Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII iyonlarıyla tanımlanır. , Ca XV, Ar X, vb. Dolayısıyla, güneş koronası, yaklaşık bir milyon kelvin sıcaklığa sahip, seyrekleştirilmiş bir plazmadır.
Fraunhofer tacı. Dış koronada radyasyonun polarizasyon derecesi azalır, bu da radyasyonun polarize olmayan bir kısmının varlığını gösterir ve oranı yükseklikle artar.
Bu polarize olmayan bileşen, dış koronada Fraunhofer çizgilerinin ortaya çıkmasından sorumludur. Bu yüzden Fraunhofer tacı olarak adlandırılıyor.
Fraunhofer koronasının güneş atmosferiyle hiçbir ilgisi yoktur. Dünya ile Güneş arasındaki boşlukta yer alan küçük gezegenler arası toz parçacıklarına saçılan Güneş ışığını temsil eder. Işığı saçarak çok zayıf bir şekilde polarize ederler. Bu toz tanecikleri üzerlerine gelen radyasyonun çoğunu aynı yönde saçma özelliğine sahiptir. Bu nedenle, toz tanecikleri üzerindeki saçılmanın en büyük yoğunluğu Güneş'in yakınında meydana gelir ve "sahte korona" izlenimi yaratır.
Koronal delikler. Güneş'in X-ışını görüntüleri, güneş koronasında optik bölgede görülemeyen birçok oluşumu ortaya çıkarıyor. Parlak aktif bölgeler, manyetik alan çizgilerinin yönüne denk gelen ilmekler şeklindeki ince uzatılmış fiber veya tüp sistemlerinden oluşur. Manyetik alan tüpleri, 2 milyon Kelvin'i aşan bir sıcaklığa ısıtılan sıcak koronal plazma ile doldurulur.
Güneş lekelerinin üzerinde koronanın parıldayan parlak alanlarının yanı sıra, görünür aralıkta fark edilebilir herhangi bir oluşumla ilişkili olmayan geniş karanlık alanlar da gözleniyor. Bunlar koronal delikler olarak adlandırılır ve manyetik alan çizgilerinin döngüler oluşturmadığı ve Güneş'ten radyal olarak uzağa uzandığı güneş atmosferinin alanlarıyla ilişkilidir. Bu "açık" manyetik konfigürasyon, parçacıkların Güneş'ten engellenmeden kaçmasına izin verir, böylece güneş rüzgarı esas olarak koronal deliklerden yayılır.
5.2.5. Güneş atmosferindeki aktif oluşumlar. Güneş aktivitesinin döngüselliği
Güneş atmosferinde zaman zaman hızla değişen, çevredeki bozulmamış bölgelerden çok farklı, özellikleri ve yapısı zamanla hiç değişmeyen veya neredeyse tamamen değişmeyen aktif oluşumlar ortaya çıkar. Fotosferde, kromosferde ve koronada güneş aktivitesinin tezahürleri çok farklıdır. Ancak hepsi ortak bir sebeple birbirine bağlı. Bunun nedeni aktif bölgelerde her zaman mevcut olan manyetik alandır.
Güneş'teki manyetik alanlardaki değişikliklerin kökeni ve nedeni tam olarak anlaşılamamıştır. Manyetik alanlar Güneş'in herhangi bir katmanında (örneğin, konvektif bölgenin tabanında) yoğunlaşabilir ve manyetik alanlardaki periyodik artışlar, güneş plazmasındaki akımların ek uyarımlarından kaynaklanabilir.
Güneş aktivitesinin en yaygın belirtileri lekeler, fakülalar, flokuluslar ve çıkıntılardır.
Güneş lekeleri. Güneş aktivitesinin en ünlü tezahürü, genellikle gruplar halinde ortaya çıkan güneş lekeleridir.
Güneş lekesi, granüller arasındaki karanlık boşluklardan zorlukla ayırt edilebilen küçük bir gözenek gibi görünür. Bir gün sonra gözenek, çapı kademeli olarak onbinlerce km'ye kadar artan, keskin sınırları olan yuvarlak, karanlık bir noktaya dönüşür. Bu olguya, büyük noktaların merkezinde birkaç bin Oersted'e ulaşan manyetik alan gücünde kademeli bir artış eşlik ediyor. Manyetik alanın büyüklüğü, spektral çizgilerin Zeeman bölünmesiyle belirlenir.
Bazen ekvatora paralel olarak uzanan küçük bir alan içinde birkaç küçük nokta belirir; bir grup nokta. Bireysel noktalar ağırlıklı olarak bölgenin batı ve doğu kenarlarında görülür; burada noktanın alt kısımları (öndeki (batı) ve kuyruk (doğu)) diğerlerinden daha güçlü gelişir. Hem ana güneş lekelerinin hem de onlara komşu olan küçük lekelerin manyetik alanları her zaman zıt kutuplara sahiptir ve bu nedenle böyle bir güneş lekeleri grubuna çift kutuplu denir.
Büyük lekelerin ortaya çıkmasından 3-4 gün sonra, karakteristik bir radyal yapıya sahip, etraflarında daha az karanlık bir yarı gölge belirir. Yarı gölge, gölge adı verilen güneş lekesinin orta kısmını çevreler. Zamanla bir grup beneğin kapladığı alan giderek artar ve yaklaşık onuncu günde en büyük değerine ulaşır. Bundan sonra, lekeler yavaş yavaş azalmaya ve kaybolmaya başlar, önce en küçüğü, ardından kuyruk (daha önce birkaç noktaya ayrılmış olan) ve son olarak en önde gelen.
Genel olarak, tüm bu süreç yaklaşık iki ay sürer, ancak birçok güneş lekesi grubunun açıklanan tüm aşamalardan geçip daha erken yok olacak zamanı yoktur.
Noktanın orta kısmı, fotosferin yüksek parlaklığı nedeniyle yalnızca siyah görünür. Aslında, noktanın merkezindeki parlaklık yalnızca bir kat daha düşüktür ve yarı gölgenin parlaklığı, fotosferin parlaklığının yaklaşık 3/4'ü kadardır. Stefan-Boltzmann yasasına göre bu, güneş lekesindeki sıcaklığın fotosferdekinden 2-2,5 bin K daha az olduğu anlamına gelir.
Güneş lekesindeki sıcaklığın azalması, manyetik alanın konveksiyon üzerindeki etkisiyle açıklanmaktadır. Güçlü bir manyetik alan, kuvvet çizgileri boyunca meydana gelen maddenin hareketini engeller. Bu nedenle güneş lekesinin altındaki konvektif bölgede enerjinin önemli bir kısmını derinliklerden dışarıya aktaran gazların dolaşımı zayıflar. Sonuç olarak, noktanın sıcaklığının, bozulmamış fotosferdekinden daha düşük olduğu ortaya çıkıyor.
Ön ve kuyruk noktalarının gölgesindeki manyetik alanın büyük konsantrasyonu, ana kısmın manyetik akı Güneş'teki aktif bölge, kuzey kutup noktasının gölgesinden çıkıp güney kutup noktasına geri dönen dev bir alan çizgileri tüpüyle çevrelenmiştir.
Bununla birlikte, güneş plazmasının yüksek iletkenliği ve kendi kendine indüksiyon olgusu nedeniyle, birkaç bin Oersted gücüne sahip manyetik alanlar, bir grup güneş lekesinin ortaya çıkma ve çürüme zamanına karşılık gelen birkaç gün içinde ne ortaya çıkabilir ne de kaybolabilir.
Dolayısıyla, manyetik tüplerin konvektif bölgede bir yere yerleştirildiği ve güneş lekesi gruplarının ortaya çıkmasının bu tür tüplerin yüzmesiyle ilişkili olduğu varsayılabilir.
Meşaleler. Fotosferin bozulmamış bölgelerinde yalnızca Güneş'in gücü yaklaşık 1 Oe olan genel bir manyetik alanı vardır. Aktif bölgelerde manyetik alan gücü yüzlerce, hatta binlerce kez artar.
Manyetik alanda onlarca ve yüzlerce oersted'e kadar hafif bir artışa, fotosferde meşale adı verilen daha parlak bir bölgenin görünümü eşlik eder. Toplamda, fakülalar Güneş'in görünür yüzeyinin tamamının önemli bir bölümünü kaplayabilir. Karakteristik ince bir yapıya sahiptirler ve çok sayıda damar, parlak nokta ve nodül - meşale granüllerinden oluşurlar.
Fakülalar en iyi güneş diskinin kenarında görülebilir (burada fotosferle kontrastları yaklaşık %10'dur), merkezde ise neredeyse tamamen görünmezler. Bu, fotosferdeki bir seviyede meşalenin komşu bozulmamış bölgeden 200-300 K kadar daha sıcak olduğu ve genel olarak, bozulmamış fotosfer seviyesinin biraz üzerine çıktığı anlamına gelir.
Bir meşalenin görünümü, manyetik alanın önemli bir özelliği ile ilişkilidir; iyonize maddenin kuvvet çizgileri boyunca hareketini önler. Manyetik alanın yeterince yüksek bir enerjisi varsa, o zaman maddenin yalnızca kuvvet çizgileri boyunca hareketine "izin verir".
Tüy bölgesindeki zayıf bir manyetik alan, nispeten güçlü konvektif hareketleri durduramaz. Ancak onlara daha doğru bir karakter kazandırabilir. Tipik olarak, konveksiyonun her bir elemanı, dikeydeki genel yükseliş veya düşüşe ek olarak, yatay düzlemde küçük rastgele hareketler yapar. Konveksiyonun ayrı ayrı elemanları arasında sürtünmeye yol açan bu hareketler engellenir. manyetik alan konveksiyonu kolaylaştıran ve sıcak gazların daha yüksek bir yüksekliğe çıkmasına ve daha büyük bir enerji akışı aktarmasına olanak tanıyan duman alanında mevcuttur. Bu nedenle, meşalenin görünümü, zayıf bir manyetik alanın neden olduğu artan konveksiyonla ilişkilidir.
Meşaleler nispeten istikrarlı oluşumlardır. Çok fazla değişiklik olmadan birkaç hafta, hatta aylarca var olabilirler.
Topaklar. Güneş lekelerinin ve fakülaların üzerindeki kromosfer parlaklığını arttırır ve bozulmuş ve bozulmamış kromosfer arasındaki kontrast yükseklikle birlikte artar. Kromosferin bu daha parlak bölgelerine flocculi denir. Çevresindeki bozulmamış kromosferle karşılaştırıldığında bir topakçığın parlaklığındaki artış, sıcaklığının belirlenmesi için bir zemin sağlamaz, çünkü sürekli bir spektrum için seyrekleştirilmiş ve çok şeffaf bir kromosferde sıcaklık ve radyasyon arasındaki ilişki Planck ve Stefan'a uymaz. Boltzmann yasaları.
Orta kısımlardaki topakların parlaklığındaki artış, neredeyse sabit bir sıcaklık değerinde kromosferdeki madde yoğunluğunun 3-5 kat artması veya hafif bir artışla açıklanabilir.
Güneş ışınları. Kromosferde ve koronada, çoğunlukla gelişen güneş lekeleri arasındaki küçük bir bölgede, özellikle güçlü manyetik alanların polarite arayüzünün yakınında, güneş patlamaları adı verilen güneş aktivitesinin en güçlü ve hızla gelişen belirtileri gözlemlenir.
Parlamanın başlangıcında, flokulusun ışık nodüllerinden birinin parlaklığı aniden artar. Çoğu zaman bir dakikadan kısa bir sürede, güçlü radyasyon uzun bir ip boyunca yayılır veya on binlerce kilometre uzunluğundaki bir alanın tamamını sular altında bırakır.
Spektrumun görünür bölgesinde, lüminesanstaki artış esas olarak hidrojen, iyonize kalsiyum ve diğer metallerin spektral çizgilerinde meydana gelir. Sürekli spektrumun seviyesi de bazen o kadar artar ki flaş, fotosferin arka planında beyaz ışıkta görünür hale gelir. Görünür radyasyonla eş zamanlı olarak UV ve X-ışını radyasyonunun yoğunluğu ve ayrıca güneş radyo emisyonunun gücü büyük ölçüde artar.
Parlamalar sırasında, en kısa dalga boyuna sahip (yani en "sert") X-ışını spektral çizgileri ve hatta bazı durumlarda γ-ışınları bile gözlemlenir. Tüm bu tür radyasyonların patlaması birkaç dakika içinde gerçekleşir. Maksimuma ulaştıktan sonra radyasyon seviyesi birkaç on dakika içinde kademeli olarak zayıflar.
Tüm bu olaylar, çok homojen olmayan bir manyetik alan bölgesinde bulunan kararsız plazmadan büyük miktarda enerjinin salınmasıyla açıklanmaktadır. Manyetik alan ile plazmanın etkileşimi sonucunda, manyetik alanın enerjisinin önemli bir kısmı ısıya dönüşerek gazı on milyonlarca kelvin sıcaklığa kadar ısıtır ve aynı zamanda plazma bulutlarını hızlandırır.
Makroskobik plazma bulutlarının hızlanmasıyla eşzamanlı olarak, plazmanın ve manyetik alanların göreceli hareketleri bireysel parçacıkların yüksek enerjilere doğru hızlanmasına yol açar: onlarca keV'ye kadar elektronlar ve onlarca MeV'ye kadar protonlar. Bu tür güneş parçacıklarının akışının, Dünya atmosferinin üst katmanları ve manyetik alanı üzerinde önemli bir etkisi vardır.
Çıkıntıları. Koronada gözlenen aktif oluşumlar belirgindir. Çevredeki plazmayla karşılaştırıldığında bunlar daha yoğun ve "daha soğuk" bulutlardır ve renksferle yaklaşık olarak aynı spektral çizgilerde parlarlar.
Önemler çok farklı şekil ve boyutlarda gelir. Çoğu zaman bunlar, Güneş'in yüzeyine neredeyse dik olarak yerleştirilmiş uzun, çok düz oluşumlardır. Bu nedenle, güneş diskine yansıtıldığında çıkıntılar kavisli filamentler gibi görünür.
Çıkıntılar güneş atmosferindeki en büyük oluşumlardır; genişlikleri 6000-10000 km'yi geçmese de uzunlukları yüzbinlerce km'ye ulaşır. Alt kısımları kromosfer ile birleşir, üst kısımları ise onbinlerce km uzanır. Ancak çok daha büyük boyutlarda çıkıntılar vardır.
Kromosfer ile korona arasındaki madde alışverişi, çıkıntılar aracılığıyla sürekli olarak gerçekleşir. Bu, hem çıkıntıların hem de tek tek parçalarının sıklıkla gözlemlenen, onlarca ve yüzlerce km/s'lik hızlardaki hareketleri ile kanıtlanmaktadır.
Patlayıcı önem |
.jpg)
Püsküren veya patlayan, görünüş olarak devasa çeşmelere benzerler ve Güneş yüzeyinden 1,7 milyon km yüksekliğe kadar ulaşırlar. İçlerindeki madde pıhtılarının hareketleri hızla gerçekleşir; Yüzlerce km/s hızla patlarlar ve şekillerini oldukça hızlı değiştirirler. Yükseklik arttıkça belirginlik zayıflar ve dağılır. Bazı çıkıntılarda bireysel kümelerin hareket hızlarında keskin değişiklikler gözlendi. Erüptif çıkıntılar kısa ömürlüdür.
Güneş aktivitesinin döngüsü. Güneş atmosferinde dikkate alınan tüm aktif oluşumlar birbiriyle yakından ilişkilidir. İşaret fişeklerinin ve topakların görünümü her zaman lekelerin ortaya çıkmasından önce gelir. Salgınlar, bir grup güneş lekesinin en hızlı büyümesi sırasında veya bunlarda meydana gelen güçlü değişiklikler sonucunda ortaya çıkar. Aynı zamanda sıklıkla devam eden çıkıntılar ortaya çıkar. uzun zamandır Aktif bölgenin bozulmasından sonra var olur.
Atmosferin belirli bir kısmıyla ilişkili ve belirli bir süre içinde gelişen güneş aktivitesinin tüm tezahürlerinin toplamına güneş aktivitesinin merkezi denir.
Güneş lekelerinin sayısı ve güneş aktivitesinin diğer ilişkili belirtileri periyodik olarak değişir. Aktivite merkezlerinin sayısının en fazla olduğu döneme güneş aktivitesinin maksimumu, hiç olmadığı ya da neredeyse hiç olmadığı döneme ise minimum denir.
Güneş aktivitesinin derecesinin bir ölçüsü olarak buna denir. Kurt sayıları, toplam nokta sayısı f'nin toplamı ve grup sayısının on katı g ile orantılıdır:
W = k(f + 10g).
Orantı faktörü k, kullanılan aletin gücüne bağlıdır. Tipik olarak Wolf sayılarının ortalaması alınır (örneğin, aylar veya yıllar boyunca) ve zamana karşı güneş aktivitesi grafiği çizilir.
Güneş aktivitesi eğrisi, maksimum ve minimumların ortalama olarak her 11 yılda bir değiştiğini göstermektedir, ancak ardışık maksimumlar arasındaki zaman aralıkları 7 ila 17 yıl arasında değişebilir.
Asgari süre boyunca genellikle bir süre Güneş'te hiçbir leke kalmaz. Daha sonra ekvatordan uzakta, yaklaşık ±35° enlemlerde görünmeye başlarlar. Daha sonra nokta oluşum bölgesi yavaş yavaş ekvatora doğru alçalır. Ancak ekvatordan 8°'den daha az olan bölgelerde lekeler çok nadirdir.
Güneş aktivite döngüsünün önemli bir özelliği, güneş lekelerinin manyetik polaritesindeki değişim yasasıdır. Her 11 yıllık döngü sırasında, bipolar grupların tüm önde gelen noktaları, kuzey yarımkürede bir miktar kutuplaşmaya, güney yarımkürede ise tam tersi bir kutupluluğa sahiptir. Aynı durum, polaritenin her zaman ön noktanın tersi olduğu kuyruk noktaları için de geçerlidir. Bir sonraki döngüde ön ve arka noktaların polaritesi tersine çevrilir. Aynı zamanda, kutupları dönme kutuplarının yakınında bulunan Güneş'in genel manyetik alanının polaritesi de değişir.
Diğer birçok özelliğin de on bir yıllık bir döngüselliği vardır: Fakülalar ve topakların kapladığı Güneş alanının oranı, işaret fişeklerinin sıklığı, çıkıntıların sayısı, ayrıca koronanın şekli ve güneş rüzgârının gücü.
Güneş aktivitesinin döngüselliği, modern güneş fiziğinin henüz tam olarak çözülmemiş en önemli sorunlarından biridir.
5.2.6. Zodyak ışığı ve karşı ışınım
"Sahte koronaya" benzer bir parıltı, Güneş'ten çok uzak mesafelerde burç ışığı şeklinde de gözlemlenebilir.
Zodyak ışığı, ilkbahar ve sonbaharda güney enlemlerinde gün batımından kısa bir süre sonra veya gün doğumundan kısa bir süre önce karanlık aysız gecelerde gözlenir. Şu anda, ekliptik ufkun üzerinde yükseliyor ve onun boyunca uzanan hafif bir şerit farkedilir hale geliyor. Ufkun altındaki Güneş'e yaklaştıkça parlaklık yoğunlaşıyor ve şerit genişleyerek bir üçgen oluşturuyor. Güneş'ten uzaklaştıkça parlaklığı giderek azalır.
Gökyüzünün Güneş'in karşısındaki bölgesinde, zodyak ışığının parlaklığı hafifçe artarak, anti-ışıma adı verilen, yaklaşık 10° çapında eliptik bir bulutsu nokta oluşturur. Karşı parlama, güneş ışığının kozmik tozdan yansımasından kaynaklanır.
5.2.7. Güneş rüzgarı ve heliosfer
Güneş koronası, Dünya'nın yörüngesinin çok ötesinde, yaklaşık 100 AU'luk mesafelere kadar dinamik bir devamlılığa sahiptir. Güneş'ten uzaklaştıkça giderek artan bir hızda, güneş koronasından sürekli bir plazma çıkışı vardır. Güneş koronasının gezegenler arası uzaya doğru genişlemesine güneş rüzgarı denir.
Güneş rüzgarı nedeniyle Güneş her saniye yaklaşık 1 milyon ton madde kaybeder. Güneş rüzgarı öncelikle elektronlardan, protonlardan ve helyum çekirdeklerinden (alfa parçacıkları) oluşur; diğer elementlerin ve nötr parçacıkların çekirdekleri çok küçük miktarlarda bulunur. Çoğu zaman kafası karışır güneşli rüzgar(yüklü parçacıkların akışı - protonlar, elektronlar vb.) etkisi ile güneş ışığı basıncı(foton akışı). Güneş ışığının basıncı şu anda güneş rüzgarının basıncından birkaç bin kat daha fazladır.
Dünyanın yörüngesinde güneş rüzgarının ortalama hızı 400-500 km/s, iyonların ve elektronların sıcaklığı sırasıyla 100.000 ve 200.000 K'dır. Güneş rüzgârının yoğunluğu Güneş'e olan uzaklığın karesiyle ters orantılı olarak azalır ve hızı neredeyse hiç değişmez.Güneş rüzgârının kapladığı uzay bölgesine heliosfer adı verilir. Yaklaşık 100 a mesafede. Yani, Güneş'ten gelen güneş rüzgarı yıldızlararası ortamla (diğer yıldızlar tarafından yayılan benzer kozmik ışın akışları) etkileşime girer ve keskin bir şekilde yavaşlar. Bunun meydana geldiği uzayın ince bölgesine (pratik olarak yüzey) sonlandırma şoku denir. Bu yüzey heliosferin iç sınırıdır.
Bunu, dış sınırda güneş rüzgarının nihayet durduğu ve diğer yıldızlardan gelen kozmik ışınlarla (yıldız rüzgarı) karıştığı heliopoz takip eder. Heliosfer ile etkileşime giren yıldız rüzgarı da kendi yay şokunu yaratabilir.
Aralık 2004'te Voyager 1, 94 AU mesafede heliosferik bir şok dalgasını geçti. e.Güneş'ten. Ağustos 2007'de Voyager 2, 84,7 AU mesafede heliosferik bir şok dalgasını geçti. e.Böylece Güneş'in hareketi sonucunda heliosferin uzun (damla şeklinde) bir şekle sahip olduğu doğrulandı. Ağustos 2012'de Voyager 1 121,7 AU uzaklıktaydı. e. Güneş'ten heliopozun dış sınırını geçti ve heliosferin ötesine geçti.
Güneş'in parlaklığı değişir mi?
ESKİ BUZULLAR
Tarihsel jeoloji, daha önceki jeolojik dönemlerde soğuk dönemlerin zaman zaman meydana geldiğini göstermektedir. Bilinen en eski buzullaşma günümüzden 2.500 milyon yıl önceydi. Jeologlar, uzak geçmişte buzul çağlarının varlığını, bir buzulun etkisi altında oluşan kayalar ve kil de dahil olmak üzere sınıflandırılmamış kayalar olan "tillit" denilen buluntulara dayanarak yargılıyorlar. Jeolojik tarihte bilinen tüm büyük buzullaşmaların tezahürlerini göz önünde bulundurursak, bunların zaman içindeki dağılımının eşitsizliğine dikkat etmeden duramayız. Yaklaşık 2500-2200 milyon yıl önce gerçekleşen birkaç aşamadan sonra, buzullaşmanın olmadığı, 1500 milyon yıl olarak ölçülen uzun bir ara verildi. Yaklaşık 900 milyon yıl önce buzullaşmalar yeniden başladı ve 50-100 milyon yıl aralıklarla meydana gelmeye başladı. Dünya'da güçlü buzullaşmalara neden olan güçlü soğuk dönemlerine ek olarak, soğutmanın gezegendeki yaygın buz dağılımı için yetersiz olduğu durumlarda daha zayıf sıcaklık minimumları da yaşandı.
Buzullaşmaların özelliği, tezahürleri için elverişsiz koşullarda meydana gelmeleriydi (Dünyadaki iklim sıcaktı, net bir bölünme yoktu) iklim bölgeleri). Ancak keskin soğutma, enlemden bağımsız olarak tüm gezegeni etkiledi. Örneğin 900 milyon yıl önce meydana gelen Üst Proterozoyik buzullaşmasının izleri, ne olursa olsun gezegenin çeşitli yerlerinde bulundu. coğrafi enlem. Buzul oluşumları (tillitler) genellikle sıcak iklimlerde oluşan çökeltilerin altında ve/veya üstünde bulunur. Bu gerçekler, soğumanın nispeten hızlı bir şekilde gerçekleştiğini ve ardından aynı şekilde aniden sona erdiğini göstermektedir. Buzul oluşumlarının kalınlığının küçük olması, soğuk dönemlerin kısa sürdüğünü gösterir.
Antik buzul çağlarının bu özellikleri, onları herhangi bir "dünyevi neden" ile (örneğin, dağların inşası süreçleri veya kara ve denizin konfigürasyonundaki değişiklikler) ilişkilendirmemize izin vermez. Sonuçta, o uzak zamanlarda hiçbir şey yoktu yüksek dağlar ve okyanus seviyesindeki dalgalanmalar çok yavaş değişti. Artan volkanizma dönemleri ile buzullaşma dönemleri arasında herhangi bir korelasyon bulunmadığından, antik buzullaşmaları volkanik aktivite patlamalarıyla açıklamanın hiçbir nedeni yoktur: Dünya'da yoğun volkanik süreçler çok sık meydana geldi ve buzullaşma tarihi boyunca yalnızca birkaç kez meydana geldi. Bazı durumlarda volkanik patlamaların buzullaşmanın daha yoğun gelişmesine katkıda bulunması mümkündür, ancak bunlar bunun birincil nedeni olamaz. Dünya ekseninin eğimindeki değişiklikler veya dünya atmosferinin tozla (karasal veya kozmik) kirlenmesi gibi olaylar, küresel sıcaklıkta onlarca derecelik düşüşlere neden olamaz. L.I. Salop ve diğer bazı bilim insanları, eski buzullaşmaların dünya dışı bir nedenini destekleme eğiliminde. Buzullaşmaları Güneş'in parlaklığındaki değişikliklerle açıklamak son derece doğaldır. Görünüşe göre belli ritimler var: Yaklaşık her 80-100 milyon yılda bir, parlaklık düşüyor ve birkaç milyon yıl boyunca ortalama değerlerin altında kalıyor.
Buzullaşma aşamaları ve bunların periyodikliği, güneş parlaklığının daha büyük ritimlerinin varlığına işaret ediyor. Son 900 milyon yıl buzullaşmanın epizodik evreleriyle karakterize edilmiştir. Ayrıca yüzyılların derinliklerinde 1500 milyon yıl süren buzullaşmanın olmadığı bir dönem keşfedildi. Zamanımızın çok ötesinde buzullaşmalar yeniden ortaya çıkıyor, ama bu kadar büyük değil. uzun zaman. Daha önce Güneş'in parlaklığında dalgalanmalar olduğu göz ardı edilemez, ancak o zamanlar Dünya'daki sıcaklık yüksek olduğundan ve soğuma aşamasında 0°C'nin altına düşmediğinden, bunlar kendilerini buzullaşma şeklinde göstermediler. Eğer varsayımımız doğruysa, güneş parlaklığındaki dalgalanmaların periyodikliğinden bahsedebiliriz. Güneş belli bir süre sabit bir yıldız gibi davranır, daha sonra yaklaşık aynı süre boyunca 80-100 milyon yıllık bir periyotla titreşir. Buzullaşmalar, Güneş'in parlaklığının düştüğü ve gezegenin yüzeyindeki sıcaklığın azaldığı zaman aralıklarını gösterir. Bunun tersi bir olgunun kanıtı var mı - Güneş'in parlaklığında aralıklı bir artış? Dünyanın tarihi bu soruya kesin bir cevap vermiyor. Güneş'in parlaklığının artması, Dünya yüzeyinin ısınmasına ve buna bağlı olarak su sıcaklığının artmasına yol açmalı ve bu da ekolojik durumda değişikliklere neden olmalıydı. Jeologlar bu tür değişiklikleri birden fazla kez kaydettiler, ancak bunların sıcaklıktaki artışla ilgili olup olmadığını söylemek zor.
MARS DÜNYANIN TARİHİNİ ANLATACAK MI?
Mars'ın tarihini incelemek, Güneş'in parlaklığındaki değişiklikleri araştırmaya yardımcı olabilir. Bilindiği gibi yüzeyindeki sıcaklık gece -120°C ile gündüz +20°C arasında değişmektedir. Ancak Mars tarihinde sıcaklığın daha da yükseldiği ve nehirlerin Mars boyunca aktığı dönemler vardı. Bu tür ısınmalar Mars'ta birden fazla kez meydana geldi, ancak bilim adamları bu sıcak dönemlerin zamanını hala doğru bir şekilde belirleyemiyor çünkü gezegendeki kayaların yaşına ilişkin kesin tarihler yok. Mars yüzeyindeki sıvı suyun yağmur sonucu değil, yer altı buzunun erimesi nedeniyle ortaya çıktığına inanılıyor. Eriyen topraktan çıkan su, geliştirdiği nehir vadilerine akıyor ve ardından uçsuz bucaksız, drenajsız çöküntüler içinde tekrar toprağa dönüyordu. Mars'taki ısınmanın nedenleri konusunda fikir birliği yok. Birçoğu, yeraltı buzunun erimesinin derin süreçlerin aktivasyonundan ve her şeyden önce volkanik aktiviteden kaynaklandığına inanıyor. Mars'taki endojen aktivite, tarihinin erken döneminde (önceden 2,5 milyar yıl önce) yoğun bir şekilde kendini gösterdiğinden ve su erozyonu aktivitesi, tam tersine, son 2,5 milyar yılın karakteristiği olduğundan, bu sonuca katılmak zordur. . Mars'taki nehir vadileri genellikle volkanik masiflerden çok uzakta bulunur. Ve tüm gezegenin volkanik patlamalarla ara sıra ısınmasını sağlayacak bir mekanizmayı hayal etmek enerji açısından zordur.
Mars'taki ısınmayı Güneş'in parlaklığındaki artışa bağlamak için daha fazla neden var. Ondan gelen ısının artması, Mars yüzeyinde önemli bir sıcaklık artışına neden oldu ve bunun sonucunda donmuş toprak erimeye başladı. Bazı yerlerden fazla su diğerlerine akmaya başladı; yeraltı suyu daha düşüktü. Mars hakkındaki modern bilgi, yüzeyindeki akarsu (su erozyonu) aktivitesinin en az iki aşamasını ayırt etmemizi sağlar. Bunlardan en eskisi, antik vadilerin kurulduğu dönemde - Uzboy, Ladon, Maadim, Bakhram - yaklaşık 2500 yıl öncesine kadar uzanıyor. Kasay, Tiu, Simud, Vedra, Madzha ve diğer vadilerin oluştuğu daha genç akarsu aşaması, Mars tarihinin son milyar yılında meydana gelir.
GÜNEŞİN İKİ DURUMU?
Dünya'daki buzullaşma dönemleri ile Mars'taki akarsu süreçlerinin dönemlerini karşılaştırırsak, bunlar zaman açısından yaklaşık olarak çakışmaktadır. Belki de bu tesadüf değildir. Bu dönemlerde güneş parlaklığı hem keskin bir artış hem de azalma yönünde değişti. Artış Mars'ta akarsu aşamaları şeklinde, azalış ise buzul çağları şeklinde kendini gösterdi. Bu varsayımlar doğruysa, gün ışığının periyodik olarak birbirini değiştiren iki tür durumu vardır. Birincisi nispeten sessizdir ve 2250 milyon yıldan 900 milyon yıla kadar olan dönemin karakteristiği olup, parlamanın yoğunluğunda önemli bir değişiklik yoktur. İkincisi, parlaklığın hem artan hem de azalan aşamalarının meydana geldiği zıtlıktır. 900 milyon yıldır süren zıt bir çağda yaşıyoruz.
Güneş'in parlaklığındaki bu kadar keskin dalgalanmaların nedeni nedir? Sonuçta, sabit bir yıldız olarak kabul edilir ve güneş sabitindeki dalgalanmalar% 0,3'ü geçmez (bu, küresel buzullaşma için tamamen yetersizdir). Ancak, Son zamanlarda Bazı astrofizikçiler güneşin parlaklığında daha önemli dalgalanmaların olasılığını kabul ediyor. Yerden konuşlu cihazlarla kaydedilen güneş nötrinolarının miktarının, teorik hesaplamalara göre olması gerekenden çok daha az olduğu biliniyor. Böylece W. Fowler (1972) tarafından önerilen modele göre, Güneş'in iç kısımlarında periyodik olarak belirli zaman aralıklarında - yaklaşık 200-300 milyon yıl - nükleer süreçlerin başlaması için gerekli yüksek sıcaklıklar oluşur. Bu sıcaklıklara ulaşıldığında, konvektif kararsızlık nedeniyle sıcak plazma yükselir ve yüzeydeki nispeten soğuk maddeyle karışır. Sonuç olarak, Güneş'in parlaklığı yaklaşık %35 oranında düşer ve Dünya'nın sıcaklığı 30°C veya daha fazla düşer. Bu durum yaklaşık 10 milyon yıl sürer. Doğal olarak bu hipotez bazı itirazlarla karşılaşmaktadır. Örneğin nötrinolar için bir durgun kütlenin var olma ihtimalini gösteren veriler elde edilmiş ve bu da Güneş'in yaydığı nötrinoların kabul edilen yöntemlerle tespit edilemeyecek şekilde dönüşmesine yol açabilmektedir. Söz konusu sorun yalnızca niteliksel düzeyde tartışılmaktadır. Buzullaşmaya neden olmak için Güneş'in parlaklığının ne kadar azalması gerektiği sorusunu çözmek için özel hesaplamalara ihtiyaç vardır. Görünüşe göre parlaklıkta %10 veya daha fazla bir azalmadan bahsediyoruz.
Zaman içinde dünya yüzeyinin sıcaklığındaki değişiklikleri gösteren jeolojik verilerin analizinin, milyonlarca ve milyarlarca yıl önce güneş parlaklığındaki dalgalanmaları tespit etmek ve değerlendirmek için tek fırsat olduğunu vurgulamakta fayda var. Düz yol Bilim adamları henüz Güneş'in parlaklığında bu kadar uzun süreli dalgalanma döngüleri oluşturmadılar. Bu nedenle, etrafında dönen gezegenlerin tarihinde Güneş'in nabzının izlerini aramanın yalnızca dolaylı bir yolu kalır. Bir duruma daha dikkat edelim. Gökbilimciler ve jeofizikçiler arasında, Dünya'nın oluşumu sırasında yani. 4,6 milyar yıl önceki seviye Güneş radyasyonuşu ana göre %40 daha düşüktü ve o günden bugüne artış gösterdi. Sonuç olarak, Dünya üzerindeki sıcaklığın giderek artması gerekiyor. Dünya'nın "taş kayıtlarından" elde edilen veriler bunun tersini gösteriyor; gezegenin yüzeyindeki sıcaklık giderek azaldı. Yani 3,8 milyar yıl önce, Isua serisindeki (Grönland) silisli yataklardaki oksijen izotoplarının oranının belirlenmesine göre sıcaklık 90-150°C aralığındaydı. Üç milyar yıl önce sıcaklık 90 ila 65°C arasında değişiyordu ve daha sonra yavaş yavaş modern sıcaklığa indi. Yalnızca gelecekteki araştırmalar bu çelişkinin nasıl aşılacağını gösterecek.
- Makalenin yazarı I.A. Rezanov, Jeolojik ve Mineralojik Bilimler Doktoru, Doğa Bilimleri ve Teknoloji Tarihi Enstitüsü RAS adını almıştır. Sİ. Vavilova
- "Astrogalaxy" projesinin hazırlanması ve yayınlanması 15.09.2007
Bütün yıldızların rengi vardır. Kırmızı cücelerden kırmızı devlere, beyaz ve sarı yıldızlara, mavi devlere ve süper devlere kadar. Bir yıldızın rengi sıcaklığa bağlıdır. Fotonlar bir yıldızın içinden uzaya kaçtığında farklı miktarlarda enerjiye sahiptirler. Kızılötesi, kırmızı, mavi ve ultraviyole ışığı aynı anda yayabilir. Hatta röntgen ışınları bile yayarlar.
Yıldız soğuksa, yani 3.500 Kelvin'in altındaysa rengi kırmızı olacaktır. Bunun nedeni görünür ışıkta diğerlerinden daha fazla kırmızı fotonun yayılmasıdır. Yıldız 10.000 Kelvin'in üzerinde çok sıcaksa rengi mavi olacaktır. Ve yine, çünkü yıldızdan daha fazla mavi foton akıyor.
Güneş'in sıcaklığı yaklaşık 6.000 Kelvin'dir. Güneş ve Güneşimiz gibi yıldızlar beyaz görünür. Çünkü Güneş'ten gelen farklı renkteki fotonların hepsini aynı anda gözlemliyoruz. Bu renkleri bir araya getirdiğinizde saf beyaz elde edersiniz.
Bu siyah karenin içindeki beyaz renk yaklaşık olarak Güneş'in rengindedir.
Peki Güneş neden Dünya'da sarı görünüyor? Dünyanın atmosferi dağılıyor Güneş ışığı, açık mavi ve morun daha kısa dalga boylarını ortadan kaldırır. Bu renkleri Güneş'ten gelen ışık spektrumundan çıkardığınızda sarı görünür. Ama uçup uzaydan Güneş'e baksaydınız, Güneş'in rengi saf beyaz olurdu.
Güneş sıcaklığı
Güneş'in gördüğümüz kısmına fotosfer denir. Güneş'in yüzeyinden yayılan fotonların sıcaklığı 4500 Kelvin'den 6000 Kelvin'in üzerine kadar değişir. Güneş'in ortalama sıcaklığı yaklaşık 5800 Kelvin'dir. Diğer ölçü birimlerinde Güneş 5500°C veya 9.900°F'dir.
Güneşin fotosferi. Kredi: NASA/SOHO.
Ancak bu yalnızca ortalama sıcaklıktır. Bireysel fotonlar daha soğuk ve daha kırmızı veya daha sıcak ve daha mavi olabilir. Burada, Dünya'da gördüğümüz Güneş'in rengi ortalama olarak Güneş'ten yayılan tüm fotonlardır.
Ama bu sadece yüzey. Güneş, kütlesinin karşılıklı çekimiyle bir arada tutulur. Eğer Güneş'in dibine inebilseydiniz, çekirdeğe kadar sıcaklık ve basıncın arttığını hissederdiniz. Ve çekirdeğe kadar sıcaklıklar 15,7 milyon Kelvin'e ulaşıyor. Bu basınç ve sıcaklıkta hidrojen nükleer füzyonu zaten gerçekleşebilir. Burası hidrojen atomlarının bir araya gelerek helyumu oluşturduğu ve gama radyasyonunun fotonlarını serbest bıraktığı yerdir. Bu fotonlar yavaş yavaş uzaya doğru ilerlerken Güneş'teki atomlar tarafından salınır ve emilir. Çekirdekte üretilen bir fotonun sonunda fotosfere ulaşıp uzaya sıçraması 100.000 yıl sürebilir.
Güneşin Yüzeyi
Güneş'in yüzeyindeki belki de en tanıdık özellik güneş lekeleridir. Bunlar, manyetik alan çizgilerinin Güneş yüzeyine nüfuz ettiği, Güneş yüzeyindeki nispeten daha soğuk bölgelerdir. Güneş lekeleri kaynak olabilir Güneş ışınları ve koronal kitle atılımları.
Japon bilimsel uydusu Hinode'dan Güneş yüzeyinin görünümü.
Güneş'e baktığımızda Güneş'in merkezinin kenarlarından çok daha parlak göründüğünü fark ederiz. Buna "uzuv kararması" denir ve Güneş'in yüzeyinden geçen ışığın daha engellenmiş ve dolayısıyla daha karanlık bir açıyla geçtiğini görmemiz nedeniyle oluşur.
İyi bir teleskopla (ve hatta daha iyi bir güneş filtresiyle) fotosferin pürüzsüz olmadığını görmek mümkündür. Bunun yerine granül adı verilen konveksiyon hücreleriyle kaplıdır. Güneş'in konveksiyon bölgesi içindeki konveksiyon plazma akışlarından kaynaklanırlar. Sıcak plazma, Güneş'in bu konveksiyon bölgesinden sütunlar halinde yükselir, enerjisini serbest bırakır ve daha sonra soğuyarak batar. Kaynayan suyun içinde yüzeye çıkan kabarcıkları hayal edin. Bu granüller 1000 km genişliğinde olabilir ve dağılmadan önce 8-20 dakika sürebilir.
Güneş'in yüzeyinden büyük koronal kütle püskürmeleri de görülebiliyor. Güneş'in çöken manyetik alanının aniden kırılıp bağlantısının kesilmesiyle oluşurlar. Bu ayırma büyük miktarda enerji açığa çıkarır ve yüklü plazmayı uzaya gönderir. Bu plazma Dünya'ya ulaştığında, en iyi Dünya'nın kutuplarında görülen güzel kutup ışıkları yaratır.
Güneşin Parlaklığı
Gökbilimciler yıldızların parlaklığını ölçüyor çeşitli aletler, ancak karşılaştırmanın bir yoluna ihtiyaçları var. Güneşimizin göründüğü yer burasıdır. Herkesin bildiği gibi Güneş saniyede yaklaşık 3.839 x 10 33 erg enerji yayar. Evrendeki diğer yıldızlar Güneş'in parlaklığının yalnızca bir kısmını veya birkaç katını üretebilirler. Güneşimiz bir yıldız kriteridir.
Büyük koronal kütle atımı. Bu fotoğraf karşılaştırma amacıyla Dünya'nın boyutunu göstermektedir (sol üstte). Kredi: NASA/SDO/J.
Güneş'in sıra sıralarla çevrili olduğunu hayal edin şeffaf küreler- bir soğanın katmanları gibi. Bu kürelerin her birinden her saniye geçen enerji miktarı, yani güneş parlaklığı her zaman aynıdır. Ancak kürenin yüzey alanı giderek büyür. Bu nedenle uzakta gördüğünüz yıldızdan daha az ışık alırsınız.
Buna ters kare kanunu denir ve gökbilimcilerin güneşin parlaklığını hesaplamasına olanak tanır; aslında tüm yıldızların parlaklıklarını hesaplamalarına olanak tanır. Bilim insanları, sensörlerine düşen toplam enerji miktarını ölçen uzaya misyonlar gönderdiler. Bu bilgiden yola çıkarak gökbilimciler, Dünya'nın tamamına ne kadar enerji düştüğünü ve ne kadarının Güneş'ten geldiğini hesaplayabiliyorlar.
Bu aynı zamanda yıldızlar için de geçerli. Uzay aracı diğer yıldızın parlaklığını, mesafe faktörlerini tespit ediyor ve yıldızın orijinal parlaklığını hesaplamaya yardımcı oluyor.
Güneşimiz sabit olmasına rağmen güneş parlaklığında küçük değişiklikler yaşar. Bu değişikliklere, 11 yıllık güneş döngüsü sırasında güneş diskindeki bölgeleri karartan güneş lekeleri ve parlak yapılar neden oluyor. Son 30 yılda yapılan detaylı ölçümler, bunların ivmelenmeye yetmediğini ortaya çıkardı. küresel ısınma burada, Dünya'da bulduğumuz şey.
Güneş'in ne kadar enerji yaydığını nasıl bildik?
Neredeyse bir buçuk asırdır gökbilimciler ve jeofizikçiler bu durumu belirlemek için çok çaba harcadılar. güneş sabiti. Dünya atmosferinin dışında, güneş ışınlarına dik olarak yerleştirilen ve dünyanın güneşten ortalama uzaklığında bulunan 1 cm2'lik bir alana düşen tüm dalga boylarındaki güneş ışınımı enerjisinin toplamına verilen addır. Güneş sabitini belirlemek oldukça basit bir iş gibi görünüyor. Ancak bu sadece ilk bakışta. Gerçekte araştırmacı iki ciddi zorlukla karşı karşıyadır.
Her şeyden önce, görünür ışığın tüm renklerinin yanı sıra ultraviyole ve kızılötesi ışınları - tek kelimeyle tüm spektrumu - eşit hassasiyetle algılayacak bir radyasyon alıcısı oluşturmak gerekir. elektromanyetik dalgalar. Görünür ışık, ultraviyole ve x-ışını radyasyonu, gama ışınları, kızılötesi radyasyon ve radyo dalgalarının bir bakıma aynı nitelikte olduğunu okuyucuya hatırlatalım. Birbirlerinden farklılıkları yalnızca elektromanyetik alanın veya dalga boyunun salınımlarının frekansından kaynaklanmaktadır. Masada 2 Lambda dalga boyu gösterilir spektrumun çeşitli bölgeleri Elektromanyetik radyasyon yanı sıra hertz cinsinden frekans v ve kuantum enerjisi hv elektronvolt cinsinden).
Tablonun gösterdiği gibi. Şekil 2'de, bir oktavdan biraz daha az bir genişliğe sahip olan görünür bölge, dalga boyu nanometrenin binde biri olan gama ışınlarından, metre uzunluğundaki radyo dalgalarına kadar uzanan, elektromanyetik radyasyonun tüm spektrumunun çok küçük bir bölümünü oluşturur. 46 oktav. Güneş pratik olarak bu devasa dalga boyu aralığı boyunca ışık yayar ve güneş sabiti, daha önce de söylediğimiz gibi, tüm spektrumun enerjisini hesaba katmalıdır. Bu amaç için en uygun olanı, ölçülen radyasyonun ısıya dönüştürüldüğü termoelementler ve bolometreler gibi termal dedektörlerdir ve cihazın okumaları bu ısının miktarına, yani sonuçta cihazın gücüne bağlıdır. gelen radyasyon, ancak spektral bileşimi üzerinde değil.
Angström'ün 1895'te icat edilen ve (ilkesiz iyileştirmelerle) yaygın olarak kullanılan dengeleme pirhelyometresi ustaca tasarlanmıştır. Yan yana duran iki özdeş plakanın (manganinden yapılmış) olduğunu hayal edin. Her ikisi de platin kaplama veya özel siyah vernikle kaplanmıştır. Bunlardan biri güneş ışınlarıyla aydınlatılıp ısıtılıyor, diğeri ise perdeyle örtülüyor. Gölgeli bir plakadan geçer elektrikÖyle bir kuvvet (bir reostat tarafından düzenlenir ki), sıcaklığı aydınlatılan plakanın sıcaklığına eşit olur. için gerekli akım gücü tazminat güneş enerjisiyle ısıtma (bu nedenle cihazın adı - dengeleme pireliometresi) gelen radyasyonun gücünün bir ölçüsüdür.
Angstrom pirhelyometresinin avantajı basitliği, güvenilirliği ve okumaların iyi şekilde tekrarlanabilirliğidir. Bu nedenle 85 yılı aşkın süredir farklı ülkelerde kullanılmaktadır. Bununla birlikte, onunla yapılan ölçümler bazı küçük ama belirlenmesi zor düzeltmeler gerektirir. Öncelikle kararma olmaması (kurum, platin siyahı vb. dahil) gelen ışınların tamamen emilmesini sağlar. Bunların bir kısmı (yaklaşık %1,5-2) yansıtılır ve bu kısım dalga boyuna göre değişebilir. Bu bağlamda son yirmi yılda kavite cihazları geliştirilmiştir. Bunlardan birinin diyagramı (ticari olarak Eppley Laboratuvarı, ABD tarafından üretilen PAKRAD-3 pirheliometresi) Şekil 2'de gösterilmektedir. 1.
Üst alıcı boşlukta ben, bir silindirin oluşturduğu 2, koni 3 çift duvarlı ve kesik koni 4, Güneş ışınları hassas bir diyaframdan girer 5. Termopil 6 Üst yapıyla tamamen aynı şekilde tasarlanmış olan alt yapıdaki benzer noktalara kıyasla üst yapıdaki sıcaklık artışını belirlemenizi sağlar (sadece içindeki koni kompaktlık için 180° döndürülür). Emilen radyasyonun gücü, diyafram kapalıyken sargı 7'den geçmesi gereken akımın gücüne eşittir. 5 sıcaklıkta eşit bir artışa neden olur.
Çünkü güneş ışınları boşluktan kaçabilmektedir. 1 ancak birkaç yansımadan sonra, Ångström pirheliometrenin plakalarıyla aynı vernikle içeriden karartılan boşluk, yüksek bir emme katsayısına sahiptir. 0,997-0,998'dir ve bazı durumlarda 0,9995'e ulaşır. Bu, giderek yaygınlaşan kavite cihazlarının avantajıdır.
Güneş sabitinin belirlenmesindeki ikinci zorluk dünyanın atmosferinden kaynaklanmaktadır. İkincisi herhangi bir radyasyonu zayıflatır ve zayıflama büyük ölçüde dalga boyuna bağlıdır. Mavi ve mor ışınlar kırmızı ışınlara göre çok daha fazla zayıflatılır, morötesi ışınlar ise daha da fazla zayıflatılır. Dalga boyu 300 nm'den az olan radyasyon, çoğu kızılötesi ışın gibi genellikle dünya atmosferi tarafından tamamen engellenir. Ayrıca atmosferin optik özellikleri açık, bulutsuz havalarda bile son derece değişkendir.
Farklı dalga boylarındaki ışınların atmosfer tarafından farklı şekilde zayıflatılması nedeniyle, tüm dalga boylarındaki radyasyonu bir spektruma ayrışmadan kaydeden pireliometre gibi aletler kullanılarak "beyaz ışıkta" gözlemler yapılarak şeffaflık katsayısı bulunamaz. Spektrometrik bir cihaz kesinlikle gereklidir. Üzerinde yapılan gözlemler, atmosferik şeffaflık katsayısının değerlerinin bir dizi dalga boyu için ayrı ayrı belirlenmesini mümkün kılacaktır. Ancak bundan sonra atmosferin pireliometre okumalarına göre düzeltilmesi hesaplanabilir.
Bütün bunlar, güneş sabitinin Dünya yüzeyinden belirlenmesini çok zorlaştırıyor. Örneğin geçen yüzyılda yapılan gözlemlerin doğruluğunun düşük olması ve farklı yazarların 2 veya daha fazla kat farklılık gösteren değerler elde etmesi şaşırtıcı değildir.
Metodolojik olarak, temele dayalı tespitler arasında en iyisinin, 1900'de başlayan ve Charles Abbott'un önderliğinde birkaç on yıl boyunca devam eden çalışmalar olduğu kabul edilmektedir. Ortalama değer etrafında %2-3'lük bir dağılıma sahip sonuçlar gösterdiler. Abbott bizzat bu saçılımı güneş radyasyonundaki gerçek değişiklikler olarak yorumladı. Ancak daha sonra aynı gözlemlerin daha ayrıntılı bir analizi, saçılımın öncelikle dünya atmosferindeki dengesizliklerin yeterince dikkate alınmamasından kaynaklanan hatalardan kaynaklandığını gösterdi.
Bu arada, meteoroloji ve Dünya ile ilgili diğer bazı bilimlerin yanı sıra astrofizik (özellikle gezegen fiziği) için hem bu miktar hakkında daha doğru bilgiye sahip olmak hem de güneş enerjisinin olup olmadığı sorusuna bir çözüm bulmak gerekiyor. sabit gerçekten sabittir, yani güneş radyasyonunda olası dalgalanmaların olup olmadığı ve hangi sınırlar dahilinde olduğu.
Sorunun en radikal çözümü yapay Dünya uydularının kullanılmasıdır. Güneş sabitini ölçmek için özel olarak tasarlanan uydular, son 10-12 yıldır düzenli olarak çalışıyor. Aletlerin atmosfer dışına çıkarılması (tabii ki, aletlerin kendilerinin iyileştirilmesiyle birlikte), güneş ışınımı akılarının benzeri görülmemiş bir doğrulukla belirlenmesini mümkün kılar - %0,3'e kadar mutlak bir değer ve %0,001'e kadar olası dalgalanmalar. ortalama değer. Ancak elde edilen doğruluğa rağmen güneş sabitindeki dalgalanmalar sorunu tam olarak çözülmedi. Sadece genliklerinin (varsa)% 0,1-0,2'den fazla olmadığı tespit edilmiştir. Güneş radyasyonunun kararlılığı hakkındaki tartışmaya daha fazla girmeden, %1'lik bir doğrulukla güneş sabitinin 137 mW/cm2 veya 1,96 cal (cm2 dk) -1 olduğunu not ediyoruz.
Güneş sabitinin değerini bildiğimizde ilginç veriler elde edebiliriz. Dünya yüzeyinin belirli bir alanını ele alalım ve güneş ışınlarının bu alana gelme açısının 60° (Güneş'in ufuktan yüksekliği 30°) olduğunu varsayalım. Orta enlemlerdeki koşullar için oldukça tipik olan bu durumda, toplam güneş ışınımı akışının yaklaşık% 65'i Dünya yüzeyine ulaşacak, geri kalanı atmosfer tarafından geciktirilecektir. Işınların eğik gelişi nedeniyle dünya yüzeyinin aydınlatması yine de yarıya indirilmelidir. Bu koşullar altında 5 × 10 km'lik bir alanın (ortalama bir şehrin alanına eşit) Güneş'ten 22 milyon kW güç aldığını hesaplamak kolaydır. Ekibastuz'da 5 enerji santralinden oluşan kompleks inşa ediliyor. Sonra, yarıçapı bilmek küre 6,371 x 10 x 8 cm'ye eşit olduğundan, Dünya'nın “kesit alanını” (1,275 x 10 x 18 cm2) bulmak ve ışık tarafından aydınlatılan dünya yüzeyinin yarısına gelen güneş ışınımının gücünü hesaplamak kolaydır. Güneş çok büyüktür - yaklaşık 1,7 × 10 × 14 kW. Daha açık bir şekilde ifade etmek gerekirse, Dünya'nın gündüz yarımküresine düşen güneş enerjisinin, 0,56 km3 hacimli (1 km uzunluk ve genişlikte, 560 m yükseklikte) bir buz bloğunu eritmeye yeterli olduğunu söylemek yeterlidir. 1 saniyede veya 4 saatte 0'dan 100 °C'ye ısıtılır ve ardından Ladoga Gölü'ndeki (908 km3) kadar su buharlaştırılır. Son olarak, Güneş 26 gün içinde Dünya'ya kanıtlanmış ve tahmin edilen tüm kömür, petrol, gaz ve diğer fosil yakıt türlerinin içerdiğinden daha fazla enerji gönderir. Bu rezervlerin 13 10 12 ton sözde eşdeğer yakıt (yani kalorifik değer 7000 cal/g veya 29,3±106 J/kg).
Tüm hava olaylarının enerjisi, rüzgar, okyanusların buharlaşması, bulutlarla nem taşınması, yağış, akarsular ve nehirler ve okyanus akıntıları, buzulların hareketi gibi dünyanın atmosferinde ve hidrosferinde meydana gelen tüm doğal süreçler - bunların hepsi esas olarak yere düşen güneş ışınımının enerjisine dönüştürülür. Biyosferin gelişimi ısı ve ışıkla belirlenir, bu nedenle bazı yakıt türleri ve tüm yiyeceklerimiz K. A. Timiryazev'in mecazi ifadesiyle "güneşin konserve ışınlarıdır."
Bir rakam daha verelim. Dünyanın Güneş'ten (veya Dünya yörüngesinin yarı ana ekseninden) ortalama uzaklığı 149,6 10 6 km'dir. Dolayısıyla Güneş'in toplam parlaklığı 3,82 x 10 23 kW veya 3,82 x 10 33 erg/s'dir; bu değer, en büyük hidro ve termik santrallerimiz gibi en büyük teknik santrallerimizin gücünden neredeyse 17 kat daha fazladır.
Bize en yakın yıldız elbette Güneş'tir. Kozmik parametrelere göre Dünya'dan ona olan mesafe çok küçüktür: Güneş ışığı Güneş'ten Dünya'ya yalnızca 8 dakikada ulaşır.
Güneş, daha önce sanıldığı gibi sıradan bir sarı cüce değil. Bu, etrafında gezegenlerin döndüğü güneş sisteminin merkezi gövdesidir. büyük miktar ağır elementler. Bu, çevresinde bir gezegen sisteminin oluştuğu birkaç süpernova patlamasından sonra oluşan bir yıldızdır. İdeal koşullara yakın konumu nedeniyle üçüncü gezegen Dünya'da yaşam ortaya çıktı. Güneş zaten beş milyar yaşında. Ama neden parladığını anlayalım mı? Güneş'in yapısı nedir ve özellikleri nelerdir? Gelecek onu neler bekliyor? Dünya ve üzerinde yaşayanlar üzerinde ne kadar önemli bir etkisi var? Güneş, bizimki de dahil olmak üzere güneş sisteminin 9 gezegeninin hepsinin etrafında döndüğü bir yıldızdır. 1 a.u. (astronomik birim) = 150 milyon km - aynı, Dünya'dan Güneş'e olan ortalama mesafedir. Güneş Sistemi dokuz büyük gezegen, yaklaşık yüz uydu, birçok kuyruklu yıldız, onbinlerce asteroit (küçük gezegen), meteoroidler ve gezegenler arası gaz ve tozdan oluşur. Her şeyin merkezinde Güneşimiz var.
Güneş milyonlarca yıldır parlıyor ve bu, mavi-yeşil-mavi alg kalıntılarından elde edilen modern biyolojik araştırmalarla da doğrulanıyor. Güneş yüzeyinin sıcaklığı %10 bile değişse Dünya'daki tüm yaşam ölür. Bu nedenle yıldızımızın insanlığın ve dünyadaki diğer canlıların refahı için gerekli enerjiyi eşit şekilde yayması iyidir. Dünya halklarının dinlerinde ve mitlerinde Güneş her zaman ana yeri işgal etmiştir. Antik çağın neredeyse tüm halkları için Güneş en önemli tanrıydı: Eski Yunanlılar arasında Helios, eski Mısırlıların güneş tanrısı Ra ve Slavlar arasında Yarilo. Güneş sıcaklık ve hasat getirdi, herkes ona saygı duydu çünkü o olmasaydı Dünya'da hayat olmazdı. Güneş'in büyüklüğü etkileyicidir. Örneğin Güneş'in kütlesi Dünya'nın kütlesinin 330.000 katı, yarıçapı ise 109 katıdır. Ancak yıldızımızın yoğunluğu küçüktür - suyun yoğunluğundan 1,4 kat daha fazladır. Yüzeydeki lekelerin hareketi bizzat Galileo Galilei tarafından fark edilmiş, böylece Güneş'in yerinde durmadığı, döndüğünü kanıtlamış oldu.
Güneşin konvektif bölgesi
Radyoaktif bölge yaklaşık 2/3 iç çap Güneşin yarıçapı yaklaşık 140 bin km'dir. Merkezden uzaklaşan fotonlar çarpışmanın etkisiyle enerjilerini kaybederler. Bu olaya konveksiyon olayı denir. Bu, kaynayan bir kazanda meydana gelen süreci anımsatıyor: enerji, Isıtma elemanı iletimle uzaklaştırılan miktardan çok daha fazlasıdır. Sıcak su Ateşe yakın olan yükselir ve daha soğuk olan aşağı iner. Bu sürece kongre denir. Konveksiyonun anlamı, daha yoğun olan gazın yüzeye dağılması, soğuması ve tekrar merkeze gitmesidir. Güneşin konvektif bölgesinde karıştırma işlemi sürekli olarak gerçekleştirilir. Güneş'in yüzeyine bir teleskopla baktığınızda, onun granüler yapısını - granülasyonlarını görebilirsiniz. Sanki granüllerden yapılmış gibi! Bunun nedeni fotosferin altında meydana gelen konveksiyondur.
Güneşin Fotosferi
İnce bir katman (400 km) - Güneş'in fotosferi, doğrudan konvektif bölgenin arkasında bulunur ve Dünya'dan görülebilen "gerçek güneş yüzeyini" temsil eder. Fotosferdeki granüller ilk kez 1885 yılında Fransız Janssen tarafından fotoğraflandı. Ortalama granül 1000 km büyüklüğünde olup, 1 km/sn hızla hareket eder ve yaklaşık 15 dakika boyunca varlığını sürdürür. Ekvatoral kısımda fotosferdeki karanlık oluşumlar gözlemlenebilir ve daha sonra kayarlar. Güçlü manyetik alanlar bu tür noktaların ayırt edici bir özelliğidir. Ve çevredeki fotosfere göre sıcaklığın düşük olması nedeniyle koyu renk elde edilir.
Güneşin Kromosferi
Güneş kromosferi (renkli küre), doğrudan fotosferin arkasında yer alan, güneş atmosferinin yoğun bir tabakasıdır (10.000 km). Kromosferin fotosfere yakın konumu nedeniyle gözlemlenmesi oldukça zordur. En iyi Ay'ın fotosferi kapladığı zaman görülür; güneş tutulmaları sırasında.
Güneş fışkırmaları, uzun parlak filamentlere benzeyen devasa hidrojen emisyonlarıdır. Fışkırmalar çok büyük mesafelere yükselerek Güneş'in çapına (1,4 mm km) ulaşır, yaklaşık 300 km/sn hızla hareket eder ve sıcaklık 10.000 dereceye ulaşır.
Güneş koronası, Güneş atmosferinin kromosferin üstünden kaynaklanan dış ve geniş katmanlarıdır. Güneş koronasının uzunluğu çok uzundur ve birkaç güneş çapının değerlerine ulaşır. Bilim insanları tam olarak nerede bittiği sorusuna henüz net bir cevap alamadı.
Güneş koronasının bileşimi nadirleştirilmiş, yüksek oranda iyonize bir plazmadır. Ağır iyonlar, helyum çekirdekli elektronlar ve protonlar içerir. Koronanın sıcaklığı Güneş'in yüzeyine göre 1 ila 2 milyon derece K'ye ulaşır.
Güneş rüzgarı, güneş atmosferinin dış kabuğundan sürekli bir madde (plazma) çıkışıdır. Protonlardan, atom çekirdeğinden ve elektronlardan oluşur. Güneş rüzgârının hızı, Güneş'te meydana gelen süreçlere bağlı olarak 300 km/sn'den 1500 km/sn'ye kadar değişebilmektedir. Güneş rüzgarı her yere yayılıyor Güneş Sistemi ve Dünyanın manyetik alanıyla etkileşime girerek çeşitli olaylara neden olur, bunlardan biri kuzey ışıklarıdır.
Güneşin Özellikleri
Güneşin Kütlesi: 2∙1030 kg (332.946 Dünya kütlesi)
Çap: 1.392.000 km
Yarıçap: 696.000 km
Ortalama yoğunluk: 1.400 kg/m3
Eksen eğimi: 7,25° (ekliptik düzleme göre)
Yüzey sıcaklığı: 5.780 K
Güneş'in merkezindeki sıcaklık: 15 milyon derece
Spektral sınıf: G2 V
Dünya'ya ortalama uzaklık: 150 milyon km
Yaş: 5 milyar yıl
Rotasyon süresi: 25.380 gün
Parlaklık: 3,86∙1026 W
Görünen büyüklük: 26,75m