أَجواء(من اليونانية atmos - steam and spharia - ball) - الغلاف الجوي للأرض ، يدور معها. ارتبط تطور الغلاف الجوي ارتباطًا وثيقًا بالعمليات الجيولوجية والجيوكيميائية التي تحدث على كوكبنا ، وكذلك مع أنشطة الكائنات الحية.
تتطابق الحدود الدنيا للغلاف الجوي مع سطح الأرض ، حيث يخترق الهواء أصغر المسام في التربة ويذوب حتى في الماء.
يمر الحد الأعلى على ارتفاع 2000-3000 كم تدريجياً في الفضاء الخارجي.
يجعل الغلاف الجوي الغني بالأكسجين الحياة ممكنة على الأرض. يستخدم الأكسجين الجوي في عملية التنفس من قبل البشر والحيوانات والنباتات.
إذا لم يكن هناك غلاف جوي ، لكانت الأرض هادئة مثل القمر. بعد كل شيء ، الصوت هو اهتزاز جزيئات الهواء. يفسر اللون الأزرق للسماء بحقيقة أن أشعة الشمس ، التي تمر عبر الغلاف الجوي ، كما لو كانت من خلال عدسة ، تتحلل إلى ألوانها المكونة. في هذه الحالة ، تنتشر أشعة اللون الأزرق والأزرق في الغالب.
يحتفظ الغلاف الجوي بمعظم الأشعة فوق البنفسجية القادمة من الشمس ، والتي لها تأثير ضار على الكائنات الحية. كما أنه يحتفظ بالحرارة على سطح الأرض ، مما يمنع كوكبنا من البرودة.
هيكل الغلاف الجوي
يمكن تمييز عدة طبقات في الغلاف الجوي ، تختلف في كثافتها وكثافتها (الشكل 1).
تروبوسفير
تروبوسفير- الطبقة الدنيا من الغلاف الجوي ، التي يبلغ سمكها فوق القطبين 8-10 كم ، في خطوط العرض المعتدلة - 10-12 كم ، وفوق خط الاستواء - 16-18 كم.
أرز. 1. بنية الغلاف الجوي للأرض
يتم تسخين الهواء في طبقة التروبوسفير من سطح الأرض ، أي من اليابسة والماء. لذلك تنخفض درجة حرارة الهواء في هذه الطبقة مع الارتفاع بمتوسط 0.6 درجة مئوية لكل 100 متر ، وعند الحد الأعلى لطبقة التروبوسفير تصل إلى -55 درجة مئوية. في الوقت نفسه ، في منطقة خط الاستواء عند الحدود العليا لطبقة التروبوسفير ، تكون درجة حرارة الهواء -70 درجة مئوية ، وفي منطقة القطب الشمالي -65 درجة مئوية.
يتركز حوالي 80 ٪ من كتلة الغلاف الجوي في طبقة التروبوسفير ، ويتواجد بخار الماء كله تقريبًا ، وتحدث العواصف الرعدية والعواصف والسحب والأمطار ، وتحدث حركة الهواء الرأسي (الحمل الحراري) والأفقي (الرياح).
يمكننا القول أن الطقس يتكون بشكل أساسي في طبقة التروبوسفير.
الستراتوسفير
الستراتوسفير- طبقة الغلاف الجوي الواقعة فوق طبقة التروبوسفير على ارتفاع 8 إلى 50 كم. يظهر لون السماء في هذه الطبقة باللون الأرجواني ، وهو ما يفسره خلخلة الهواء ، مما يجعل أشعة الشمس تكاد لا تتشتت.
يحتوي الستراتوسفير على 20٪ من كتلة الغلاف الجوي. يتخلل الهواء في هذه الطبقة ، ولا يوجد عملياً بخار ماء ، وبالتالي لا تتشكل الغيوم والأمطار تقريبًا. ومع ذلك ، لوحظ وجود تيارات هوائية مستقرة في الستراتوسفير ، تصل سرعتها إلى 300 كم / ساعة.
تتركز هذه الطبقة الأوزون(شاشة الأوزون ، طبقة الأوزون) ، طبقة تمتص الأشعة فوق البنفسجية ، وتمنعها من المرور إلى الأرض وبالتالي حماية الكائنات الحية على كوكبنا. بسبب الأوزون ، تتراوح درجة حرارة الهواء عند الحدود العليا للستراتوسفير من -50 إلى 4-55 درجة مئوية.
بين طبقة الميزوسفير والستراتوسفير توجد منطقة انتقالية - الستراتوبوز.
الميزوسفير
الميزوسفير- طبقة من الغلاف الجوي تقع على ارتفاع 50-80 كم. كثافة الهواء هنا 200 مرة أقل من كثافة الهواء على سطح الأرض. يظهر لون السماء في الغلاف الجوي باللون الأسود ، وتظهر النجوم خلال النهار. تنخفض درجة حرارة الهواء إلى -75 (-90) درجة مئوية.
على ارتفاع 80 كم يبدأ الغلاف الحراري.ترتفع درجة حرارة الهواء في هذه الطبقة بشكل حاد إلى ارتفاع 250 مترًا ، ثم تصبح ثابتة: على ارتفاع 150 كيلومترًا تصل إلى 220-240 درجة مئوية ؛ على ارتفاع 500-600 كم يتجاوز 1500 درجة مئوية.
في الغلاف الجوي والغلاف الحراري ، وتحت تأثير الأشعة الكونية ، تتفكك جزيئات الغاز إلى جزيئات مشحونة (متأينة) من الذرات ، لذلك يسمى هذا الجزء من الغلاف الجوي الأيونوسفير- طبقة من الهواء شديد التخلخل ، تقع على ارتفاع 50 إلى 1000 كم ، تتكون أساسًا من ذرات أكسجين مؤين وجزيئات أكسيد النيتريك وإلكترونات حرة. تتميز هذه الطبقة بالكهرباء العالية ، وتنعكس عنها موجات الراديو الطويلة والمتوسطة كما من المرآة.
في الأيونوسفير ، يظهر الشفق القطبي - وهج الغازات المتخلخلة تحت تأثير الجسيمات المشحونة كهربائيًا التي تطير من الشمس - ويلاحظ وجود تقلبات حادة في المجال المغناطيسي.
إكزوسفير
إكزوسفير- الطبقة الخارجية للغلاف الجوي التي تقع فوق 1000 كم. تسمى هذه الطبقة أيضًا باسم كرة التشتت ، حيث تتحرك جزيئات الغاز هنا بسرعة عالية ويمكن أن تنتشر في الفضاء الخارجي.
تكوين الغلاف الجوي
الغلاف الجوي عبارة عن خليط من الغازات تتكون من النيتروجين (78.08٪) ، الأكسجين (20.95٪) ، ثاني أكسيد الكربون (0.03٪) ، الأرجون (0.93٪) ، كمية قليلة من الهيليوم ، النيون ، الزينون ، الكريبتون (0.01٪) ، الأوزون والغازات الأخرى ، لكن محتواها ضئيل (الجدول 1). تم إنشاء التكوين الحديث لهواء الأرض منذ أكثر من مائة مليون سنة ، ولكن النشاط البشري المتزايد بشكل حاد أدى مع ذلك إلى تغييره. حاليًا ، هناك زيادة في محتوى ثاني أكسيد الكربون بحوالي 10-12٪.
تؤدي الغازات التي يتكون منها الغلاف الجوي أدوارًا وظيفية مختلفة. ومع ذلك ، فإن الأهمية الرئيسية لهذه الغازات يتم تحديدها في المقام الأول من خلال حقيقة أنها تمتص بشدة الطاقة المشعة وبالتالي يكون لها تأثير كبير على نظام درجة حرارة سطح الأرض والغلاف الجوي.
الجدول 1. التركيب الكيميائي للهواء الجوي الجاف بالقرب من سطح الأرض
|
تركيز الحجم. ٪ |
الوزن الجزيئي ، الوحدات |
|
|
الأكسجين |
||
|
ثاني أكسيد الكربون |
||
|
أكسيد النيتروز |
||
|
من 0 إلى 0.00001 |
||
|
ثاني أكسيد الكبريت |
من 0 إلى 0.000007 في الصيف ؛ من 0 إلى 0.000002 في الشتاء |
|
|
من 0 إلى 0.000002 |
46,0055/17,03061 |
|
|
ثاني أكسيد الآزوج |
||
|
أول أكسيد الكربون |
نتروجين،الغاز الأكثر شيوعًا في الغلاف الجوي ، قليل النشاط كيميائيًا.
الأكسجين، على عكس النيتروجين ، هو عنصر نشط كيميائيًا للغاية. تتمثل الوظيفة المحددة للأكسجين في أكسدة المواد العضوية للكائنات غيرية التغذية والصخور والغازات المؤكسدة غير الكاملة المنبعثة في الغلاف الجوي عن طريق البراكين. بدون الأكسجين ، لن يكون هناك تحلل للمواد العضوية الميتة.
دور ثاني أكسيد الكربون في الغلاف الجوي كبير بشكل استثنائي. يدخل الغلاف الجوي نتيجة لعمليات الاحتراق ، وتنفس الكائنات الحية ، والانحلال ، وهو ، أولاً وقبل كل شيء ، مادة البناء الرئيسية لتكوين المادة العضوية أثناء عملية التمثيل الضوئي. بالإضافة إلى ذلك ، فإن خاصية ثاني أكسيد الكربون لنقل الإشعاع الشمسي قصير الموجة وامتصاص جزء من الإشعاع الحراري طويل الموجة لها أهمية كبيرة ، مما سيخلق ما يسمى بتأثير الاحتباس الحراري ، والذي سيتم مناقشته أدناه.
يتم أيضًا التأثير على عمليات الغلاف الجوي ، خاصة على النظام الحراري للستراتوسفير الأوزون.يعمل هذا الغاز كممتص طبيعي للأشعة فوق البنفسجية الشمسية ، ويؤدي امتصاص الإشعاع الشمسي إلى تسخين الهواء. تختلف القيم المتوسطة الشهرية لمحتوى الأوزون الكلي في الغلاف الجوي اعتمادًا على خط عرض المنطقة والموسم في حدود 0.23-0.52 سم (هذا هو سمك طبقة الأوزون عند ضغط الأرض ودرجة الحرارة). هناك زيادة في محتوى الأوزون من خط الاستواء إلى القطبين وتغير سنوي بحد أدنى في الخريف وأقصى في الربيع.
يمكن تسمية خاصية مميزة للغلاف الجوي بحقيقة أن محتوى الغازات الرئيسية (النيتروجين والأكسجين والأرجون) يتغير قليلاً مع الارتفاع: على ارتفاع 65 كم في الغلاف الجوي ، يكون محتوى النيتروجين 86 ٪ ، والأكسجين - 19 ، الأرجون - 0.91 ، على ارتفاع 95 كم - النيتروجين - 77 ، الأكسجين - 21.3 ، الأرجون - 0.82 ٪. يتم الحفاظ على ثبات تكوين الهواء الجوي عموديًا وأفقيًا من خلال مزجه.
بالإضافة إلى الغازات ، يحتوي الهواء بخار الماءو الجسيمات الصلبة.يمكن أن يكون لهذا الأخير أصل طبيعي واصطناعي (بشري). هذه حبوب لقاح الزهور ، بلورات الملح الصغيرة ، غبار الطريق ، شوائب الهباء الجوي. عندما تخترق أشعة الشمس النافذة ، يمكن رؤيتها بالعين المجردة.
هناك العديد من الجسيمات بشكل خاص في هواء المدن والمراكز الصناعية الكبيرة ، حيث تضاف انبعاثات الغازات الضارة وشوائبها المتكونة أثناء احتراق الوقود إلى الهباء الجوي.
يحدد تركيز الهباء الجوي في الغلاف الجوي شفافية الهواء التي تؤثر على الإشعاع الشمسي الذي يصل إلى سطح الأرض. أكبر الهباء الجوي هو نوى التكثيف (من خطوط الطول. التكثيف- ضغط ، سماكة) - المساهمة في تحويل بخار الماء إلى قطرات ماء.
يتم تحديد قيمة بخار الماء بشكل أساسي من خلال حقيقة أنه يؤخر الإشعاع الحراري طويل الموجة لسطح الأرض ؛ يمثل الرابط الرئيسي لدورات الرطوبة الكبيرة والصغيرة ؛ يرفع درجة حرارة الهواء عندما تتكثف طبقات الماء.
تختلف كمية بخار الماء في الغلاف الجوي بمرور الوقت والمكان. وهكذا ، فإن تركيز بخار الماء بالقرب من سطح الأرض يتراوح من 3٪ في المناطق المدارية إلى 2-10 (15)٪ في أنتاركتيكا.
يبلغ متوسط محتوى بخار الماء في العمود الرأسي للغلاف الجوي في مناطق خطوط العرض المعتدلة حوالي 1.6-1.7 سم (طبقة بخار الماء المكثف سيكون لها مثل هذا السماكة). المعلومات حول بخار الماء في طبقات مختلفة من الغلاف الجوي متناقضة. كان من المفترض ، على سبيل المثال ، أنه في نطاق الارتفاع من 20 إلى 30 كم ، تزداد الرطوبة النوعية بشدة مع الارتفاع. ومع ذلك ، تشير القياسات اللاحقة إلى جفاف أكبر في الستراتوسفير. على ما يبدو ، فإن الرطوبة النوعية في الستراتوسفير تعتمد قليلاً على الارتفاع وتبلغ 2-4 مجم / كجم.
يتم تحديد التباين في محتوى بخار الماء في طبقة التروبوسفير من خلال تفاعل التبخر والتكثيف والنقل الأفقي. نتيجة لتكثف بخار الماء ، تتكون الغيوم وهطول الأمطار على شكل مطر ، وبر وثلج.
تتم عمليات تحولات طور الماء بشكل رئيسي في طبقة التروبوسفير ، ولهذا السبب تُلاحظ نادرًا نسبيًا وجود السحب في طبقة الستراتوسفير (على ارتفاعات 20-30 كم) والميزوسفير (بالقرب من فترة الميزوبوز) ، والتي تسمى أم اللؤلؤ والفضة. ، بينما تغطي الغيوم التروبوسفيرية غالبًا حوالي 50٪ من كامل أسطح الأرض.
تعتمد كمية بخار الماء التي يمكن احتواؤها في الهواء على درجة حرارة الهواء.
1 م 3 من الهواء عند درجة حرارة -20 درجة مئوية لا يمكن أن تحتوي على أكثر من 1 غرام من الماء ؛ عند 0 درجة مئوية - لا يزيد عن 5 جم ؛ عند +10 درجة مئوية - لا يزيد عن 9 جم ؛ عند +30 درجة مئوية - لا يزيد عن 30 جم من الماء.
استنتاج:كلما ارتفعت درجة حرارة الهواء ، زاد بخار الماء الذي يمكن أن يحتويه.
يمكن أن يكون الهواء ثريو غير مشبعبخار. لذلك ، إذا كانت درجة حرارة الهواء +30 درجة مئوية 1 م 3 تحتوي على 15 جم من بخار الماء ، فإن الهواء غير مشبع ببخار الماء ؛ إذا 30 جم - مشبعة.
الرطوبة المطلقة- هذه هي كمية بخار الماء الموجودة في 1 م 3 من الهواء. يتم التعبير عنها بالجرام. على سبيل المثال ، إذا قالوا "الرطوبة المطلقة هي 15" ، فهذا يعني أن 1 مل يحتوي على 15 جم من بخار الماء.
الرطوبة النسبية- هذه هي النسبة (بالنسبة المئوية) للمحتوى الفعلي لبخار الماء في 1 م 3 من الهواء إلى كمية بخار الماء التي يمكن احتواؤها في 1 م لتر عند درجة حرارة معينة. على سبيل المثال ، إذا تم بث تقرير عن الطقس عبر الراديو يفيد بأن الرطوبة النسبية تبلغ 70٪ ، فهذا يعني أن الهواء يحتوي على 70٪ من بخار الماء الذي يمكنه الاحتفاظ به عند درجة حرارة معينة.
كلما زادت الرطوبة النسبية للهواء ، ر. كلما اقترب الهواء من التشبع ، زاد احتمال سقوطه.
دائمًا ما تكون الرطوبة النسبية مرتفعة (تصل إلى 90٪) في المنطقة الاستوائية ، نظرًا لوجود درجة حرارة عالية للهواء على مدار العام ويحدث تبخر كبير من سطح المحيطات. توجد نفس الرطوبة النسبية العالية في المناطق القطبية ، ولكن فقط لأنه في درجات الحرارة المنخفضة ، حتى كمية صغيرة من بخار الماء تجعل الهواء مشبعًا أو قريبًا من التشبع. في خطوط العرض المعتدلة ، تختلف الرطوبة النسبية بشكل موسمي - فهي أعلى في الشتاء وأقل في الصيف.
الرطوبة النسبية للهواء منخفضة بشكل خاص في الصحاري: يحتوي 1 م 1 من الهواء هناك مرتين إلى ثلاث مرات أقل من كمية بخار الماء الممكنة عند درجة حرارة معينة.
لقياس الرطوبة النسبية ، يتم استخدام مقياس الرطوبة (من hygros اليونانية - wet and metreco - أنا أقيس).
عندما يتم تبريد الهواء المشبع لا يمكنه الاحتفاظ بنفس كمية بخار الماء في حد ذاته ، فإنه يتكاثف (يتكثف) ، ويتحول إلى قطرات من الضباب. يمكن ملاحظة الضباب في الصيف في ليلة باردة صافية.
سحاب- هذا هو نفس الضباب ، إلا أنه يتشكل ليس على سطح الأرض ، ولكن على ارتفاع معين. عندما يرتفع الهواء ، يبرد ويتكثف بخار الماء فيه. تشكل قطرات الماء الصغيرة الناتجة السحب.
تشارك في تكوين الغيوم الجسيمات الدقيقهمعلقة في طبقة التروبوسفير.
يمكن أن يكون للسحب شكل مختلف ، والذي يعتمد على ظروف تكوينها (الجدول 14).
أدنى وأثقل الغيوم هي ستراتوس. تقع على ارتفاع 2 كم من سطح الأرض. على ارتفاع 2 إلى 8 كم ، يمكن ملاحظة المزيد من السحب الركامية الخلابة. أعلى وأخف الغيوم الرقيقة. تقع على ارتفاع 8 إلى 18 كم فوق سطح الأرض.
|
العائلات |
أنواع السحب |
مظهر |
|
أ. السحب العلوية - فوق 6 كم |
أولا بينات |
خيط ، ليفي ، أبيض |
|
II. سمحاقية ركامية |
طبقات وتلال من رقائق صغيرة وتجعيد الشعر ، بيضاء |
|
|
ثالثا. سمحاقية |
حجاب أبيض شفاف |
|
|
ب- غيوم الطبقة الوسطى - فوق 2 كم |
رابعا. سحب ركامية متوسطة |
طبقات وحواف بيضاء ورمادية |
|
V. Altostratified |
حجاب ناعم من اللون الرمادي اللبني |
|
|
ب. السحب السفلية - حتى 2 كم |
السادس. Nimbostratus |
طبقة رمادية صلبة عديمة الشكل |
|
سابعا. طبقية ركامية |
طبقات مبهمة وحواف رمادية |
|
|
ثامنا. الطبقات |
الحجاب الرمادي المضيء |
|
|
د. السحب من التطور الرأسي - من الطبقة الدنيا إلى الطبقة العليا |
التاسع. الركام |
النوادي والقباب بيضاء ناصعة ، مع حواف ممزقة في مهب الريح |
|
X. الركام الركامي |
كتل قوية على شكل ركامية ذات لون رصاصي غامق |
حماية الغلاف الجوي
المصادر الرئيسية هي المؤسسات الصناعية والسيارات. في المدن الكبيرة ، مشكلة التلوث بالغاز لطرق النقل الرئيسية حادة للغاية. هذا هو السبب في أنه في العديد من المدن الكبرى في العالم ، بما في ذلك بلدنا ، تم إدخال التحكم البيئي لسمية غازات عوادم السيارات. وفقًا للخبراء ، يمكن أن يؤدي الدخان والغبار في الهواء إلى خفض تدفق الطاقة الشمسية إلى سطح الأرض إلى النصف ، مما سيؤدي إلى تغيير في الظروف الطبيعية.
للتعرف على البنية الداخلية للشمس ، دعونا الآن نقوم برحلة خيالية من مركز النجم إلى سطحه. ولكن كيف سنحدد درجة حرارة وكثافة الكرة الأرضية الشمسية على أعماق مختلفة؟ كيف يمكننا معرفة العمليات التي تجري داخل الشمس؟
اتضح أن معظم المعلمات الفيزيائية للنجوم (شمسنا نجمة أيضًا!) لا تُقاس ، لكنها تُحسب نظريًا باستخدام أجهزة الكمبيوتر. فقط بعض الخصائص العامة للنجم تعمل كنقطة انطلاق لمثل هذه الحسابات ، على سبيل المثال ، كتلته ، ونصف قطره ، وكذلك الظروف الفيزيائية السائدة على سطحه: درجة الحرارة ، ومدى وكثافة الغلاف الجوي ، وما شابه ذلك. يتم تحديد التركيب الكيميائي للنجم (على وجه الخصوص ، الشمس) من خلال المسار الطيفي. وعلى أساس هذه البيانات ، سيقوم عالم الفيزياء الفلكية النظري بإنشاء نموذج رياضي للشمس. إذا كان مثل هذا النموذج يتوافق مع نتائج الملاحظات ، فيمكن اعتباره تقريبًا جيدًا إلى حد ما للواقع. ونحن ، بالاعتماد على مثل هذا النموذج ، سنحاول تخيل كل الأعماق الغريبة للنجم العظيم.
الجزء المركزي من الشمس يسمى جوهرها. المادة داخل اللب الشمسي مضغوطة للغاية. نصف قطرها حوالي 1/4 نصف قطر الشمس ، وحجمها 1/45 (ما يزيد قليلاً عن 2٪) من الحجم الكلي للشمس. ومع ذلك ، ما يقرب من نصف الكتلة الشمسية معبأة في قلب النجم. أصبح هذا ممكنًا بسبب الدرجة العالية جدًا من تأين المادة الشمسية. الشروط هناك بالضبط ما هو مطلوب لتشغيل مفاعل نووي حراري. النواة هي محطة طاقة عملاقة يتم التحكم فيها حيث تولد الطاقة الشمسية.
بعد الانتقال من مركز الشمس بحوالي 1/4 نصف قطرها ، ندخل ما يسمى بمنطقة نقل الطاقة الإشعاعية. يمكن تخيل هذه المنطقة الداخلية الأكثر اتساعًا في الشمس مثل جدران المرجل النووي ، والتي من خلالها تتسرب الطاقة الشمسية ببطء. لكن كلما اقتربنا من سطح الشمس ، انخفضت درجة الحرارة والضغط. نتيجة لذلك ، يحدث خلط دوامة للمادة ويحدث نقل الطاقة بشكل أساسي بواسطة المادة نفسها. تسمى طريقة نقل الطاقة هذه بالحمل الحراري ، وتسمى الطبقة تحت السطحية للشمس ، حيث تحدث ، منطقة الحمل الحراري. يعتقد باحثو الطاقة الشمسية أن دورها في فيزياء العمليات الشمسية كبير بشكل استثنائي. بعد كل شيء ، هنا تنشأ حركات مختلفة للمادة الشمسية والمجالات المغناطيسية.
أخيرًا ، نحن على السطح المرئي للشمس. نظرًا لأن شمسنا هي نجم ، وكرة بلازما ساخنة ، فإنها ، على عكس الأرض والقمر والمريخ والكواكب المماثلة ، لا يمكن أن يكون لها سطح حقيقي ، يُفهم بالمعنى الكامل للكلمة. وإذا كنا نتحدث عن سطح الشمس ، فإن هذا المفهوم مشروط.
يُطلق على السطح المضيء المرئي للشمس ، الواقع فوق منطقة الحمل الحراري مباشرة ، الغلاف الضوئي ، والذي يعني في اليونانية "مجال الضوء".
يبلغ طول الغلاف الضوئي 300 كم. هذا هو المكان الذي تأتي منه أشعة الشمس. وعندما ننظر إلى الشمس من الأرض ، فإن الغلاف الضوئي هو مجرد الطبقة التي تتخلل رؤيتنا. لم يعد يصل إلينا الإشعاع من الطبقات العميقة ، ومن المستحيل رؤيتها.
تزداد درجة الحرارة في الغلاف الضوئي مع زيادة العمق وتقدر في المتوسط بـ 5800 كلفن.
يأتي الجزء الرئيسي من الإشعاع البصري (المرئي) للشمس من الغلاف الضوئي. هنا ، متوسط كثافة الغاز أقل من 1/1000 من كثافة الهواء الذي نتنفسه ، وتنخفض درجة الحرارة إلى 4800 كلفن مع اقترابنا من الحافة الخارجية للفوتوسفير. ويظل الهيدروجين في ظل هذه الظروف تقريبًا في وضع متعادل حالة.
يأخذ علماء الفيزياء الفلكية قاعدة الغلاف الضوئي لسطح النجم العظيم. إنهم يعتبرون أن الغلاف الضوئي نفسه هو أدنى طبقة (داخلية) من الغلاف الجوي الشمسي. وفوقها طبقتان أخريان تشكلان الطبقات الخارجية للغلاف الجوي الشمسي ، وهما الكروموسفير والهالة. وعلى الرغم من عدم وجود حدود واضحة بين هذه الطبقات الثلاث ، فلنتعرف على سماتها المميزة الرئيسية.
يحتوي الضوء الأصفر والأبيض للفوتوسفير على طيف مستمر ، أي يبدو وكأنه شريط قوس قزح مستمر مع انتقال تدريجي للألوان من الأحمر إلى الأرجواني. ولكن في الطبقات السفلية من الكروموسفير المتخلخل ، في منطقة ما يسمى بالحرارة الدنيا ، حيث تنخفض درجة الحرارة إلى 4200 كلفن ، يخضع ضوء الشمس للامتصاص ، بسبب تشكل خطوط الامتصاص الضيقة في طيف الشمس. وهي تسمى خطوط فراونهوفر ، نسبة إلى عالم البصريات الألماني جوزيف فراو وغوفر ، اللذين قاسيا بعناية أطوال موجات 754 خطاً في عام 1816.
حتى الآن ، تم تسجيل أكثر من 26000 خط داكن متفاوت الشدة في طيف الشمس ، ناشئة عن امتصاص الضوء بواسطة الذرات "الباردة". وبما أن كل عنصر كيميائي له مجموعة خصائصه الخاصة من خطوط الامتصاص ، فإن هذا يجعل من الممكن تحديد وجوده في الطبقات الخارجية للغلاف الجوي الشمسي.
يشبه التركيب الكيميائي للغلاف الجوي للشمس تلك الموجودة في معظم النجوم التي تشكلت خلال المليارات القليلة الماضية (تسمى نجوم الجيل الثاني). بالمقارنة مع الأجرام السماوية القديمة (نجوم الجيل الأول) ، فهي تحتوي على عناصر ثقيلة أكثر بعشر مرات ، أي عناصر أثقل من الهيليوم. يعتقد علماء الفيزياء الفلكية أن العناصر الثقيلة ظهرت لأول مرة نتيجة التفاعلات النووية التي حدثت أثناء انفجارات النجوم ، وربما حتى أثناء انفجارات المجرات. أثناء تكوين الشمس ، كان الوسط النجمي بالفعل غنيًا بالعناصر الثقيلة (الشمس نفسها لا تنتج بعد عناصر أثقل من الهيليوم). لكن يبدو أن كوكبنا والكواكب الأخرى تكثفوا من نفس سحابة الغاز والغبار مثل الشمس. لذلك ، من الممكن ، أثناء دراسة التركيب الكيميائي لضوء النهار لدينا ، أن ندرس أيضًا تكوين المادة الأولية الأولية للكواكب.
نظرًا لأن درجة الحرارة في الغلاف الجوي الشمسي تختلف باختلاف الارتفاع ، يتم إنتاج خطوط الامتصاص عند مستويات مختلفة بواسطة ذرات عناصر كيميائية مختلفة. يتيح لك هذا دراسة طبقات الغلاف الجوي المختلفة للنجم العظيم وتحديد طولها.
يوجد فوق الصورة الضوئية مقطع لفظي أكثر تخلخلًا! الغلاف الجوي للشمس ، والذي يسمى الكروموسفير ، والذي يعني "الكرة الملونة". يكون سطوعه أقل بعدة مرات من سطوع الغلاف الضوئي ، لذلك لا يمكن رؤية الكروموسفير إلا في دقائق قصيرة من الكسوف الكلي للشمس ، مثل حلقة وردية حول القرص المظلم للقمر. يرجع اللون المحمر للكروموسفير إلى إشعاع الهيدروجين. يحتوي هذا الغاز على الخط الطيفي الأكثر كثافة ، Ha ، في المنطقة الحمراء من الطيف ، وهناك كمية كبيرة بشكل خاص من الهيدروجين في الكروموسفير.
تُظهر الأطياف التي تم الحصول عليها أثناء كسوف الشمس أن الخط الأحمر للهيدروجين يختفي على ارتفاع حوالي 12000 كم فوق الغلاف الضوئي ، بينما يتوقف ظهور كلس الكالسيوم المتأين على ارتفاع 14000 كم. يعتبر هذا الارتفاع الحد الأعلى للكروموسفير. مع ارتفاع درجة الحرارة ، ترتفع درجة الحرارة لتصل إلى 50000 كلفن في الطبقات العليا من الكروموسفير ، ومع ارتفاع درجة الحرارة ، يشتد تأين الهيدروجين ثم الهيليوم.
إن زيادة درجة الحرارة في الكروموسفير أمر مفهوم تمامًا. كما هو معروف ، فإن كثافة الغلاف الجوي الشمسي تتناقص بسرعة مع الارتفاع ، ويشع الوسط المخلخل طاقة أقل من كثافة الغلاف الجوي. لذلك ، فإن الطاقة القادمة من الشمس تسخن الكروموسفير العلوي والإكليل الموجود فوقه.
في الوقت الحاضر ، يقوم علماء الفيزياء الشمسية باستخدام أدوات خاصة بمراقبة الكروموسفير ليس فقط أثناء كسوف الشمس ، ولكن أيضًا في أي يوم صافٍ. أثناء الكسوف الكلي للشمس ، يمكنك رؤية الغلاف الخارجي للغلاف الجوي الشمسي - الهالة - وهج رقيق لؤلؤي فضي يمتد حول الشمس المحسوفة. يبلغ السطوع الكلي للإكليل حوالي واحد من المليون من ضوء الشمس ، أو نصف ضوء البدر.
الإكليل الشمسي عبارة عن بلازما شديدة التخلخل بدرجة حرارة قريبة من 2 مليون كلفن. كثافة المادة الإكليلية أقل بمئات المليارات من كثافة الهواء بالقرب من سطح الأرض. في ظل هذه الظروف ، لا يمكن أن تكون ذرات العناصر الكيميائية في حالة محايدة: سرعتها عالية جدًا لدرجة أنها تفقد كل إلكتروناتها تقريبًا في التصادمات المتبادلة وتتأين بشكل متكرر. هذا هو السبب في أن الهالة الشمسية تتكون أساسًا من البروتونات (نوى ذرات الهيدروجين) ونواة الهيليوم والإلكترونات الحرة.
تؤدي درجة حرارة الهالة العالية بشكل استثنائي إلى حقيقة أن مادتها تصبح مصدرًا قويًا للأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية. للمراقبة في هذه النطاقات من الطيف الكهرومغناطيسي ، كما هو معروف ، يتم استخدام تلسكوبات خاصة بالأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية مثبتة على المركبات الفضائية والمحطات العلمية المدارية.
بمساعدة طرق الراديو (تصدر الهالة الشمسية بشكل مكثف موجات راديو ديسيمتر ومتر) ، "تُرى" الأشعة الإكليلية حتى مسافات تصل إلى 30 نصف قطر شمسي من حافة القرص الشمسي. مع المسافة من الشمس ، تتناقص كثافة الهالة ببطء شديد ، وتتدفق الطبقة العلوية إلى الفضاء الخارجي. هذه هي الطريقة التي تتشكل بها الرياح الشمسية.
فقط بسبب تطاير الجسيمات ، تتناقص كتلة الشمس كل ثانية بما لا يقل عن 400 ألف طن.
تهب الرياح الشمسية على كامل مساحة نظامنا الكوكبي. بحلول هذا الوقت ، تصل السرعة الأولية إلى أكثر من 1000 كم / ثانية ، لكنها تتناقص ببطء. بالقرب من مدار الأرض ، يبلغ متوسط سرعة الرياح حوالي 400 كم / ث. يكتسح أوم في طريقه جميع الغازات المنبعثة من الكواكب والمذنبات ، أصغر جزيئات غبار النيزك وحتى جسيمات الأشعة الكونية المجرية ذات الطاقات المنخفضة ، حاملاً كل هذه "القمامة" إلى أطراف نظام الكواكب. من الناحية المجازية ، يبدو أننا نستحم في تاج النجم العظيم ...
مجرة درب التبانة - شاشا جالاكسي
الغلاف الجوي الشمسي - فوتوسفير
فوتوسفير
- يبدأ الغلاف الجوي للشمس بعمق 200-300 كم من الحافة المرئية للحافة الشمسية. تسمى هذه الطبقات العميقة من الغلاف الجوي الغلاف الضوئي. نظرًا لأن سمكها لا يزيد عن ثلاثة آلاف من نصف قطر الشمس ، يُطلق على الغلاف الضوئي أحيانًا اسم سطح الشمس.
كثافة الغازات في الغلاف الضوئي هي نفسها تقريبًا كما في طبقة الستراتوسفير للأرض ، ومئات المرات أقل من كثافة سطح الأرض. تنخفض درجة حرارة الغلاف الضوئي من 8000 كلفن على عمق 300 كم إلى 4000 كلفن في الطبقات العليا. تبلغ درجة حرارة تلك الطبقة الوسطى ، التي ندركها إشعاعًا ، حوالي 6000 كلفن في ظل هذه الظروف ، تتحلل جميع جزيئات الغاز تقريبًا إلى ذرات فردية. فقط في الطبقات العلوية من الغلاف الضوئي ، يوجد عدد قليل نسبيًا من الجزيئات والجذور البسيطة مثل H 2 ، OH ، CH المحفوظة.
يلعب أيون الهيدروجين السالب دورًا خاصًا في الغلاف الجوي الشمسي ، وهو غير موجود في الطبيعة الأرضية ، وهو بروتون له إلكترونان. يحدث هذا المركب غير المعتاد في الطبقة الخارجية الرقيقة والأبرد من الغلاف الضوئي عندما "تلتصق" الإلكترونات الحرة سالبة الشحنة بذرات الهيدروجين المحايدة ، والتي يتم توفيرها بسهولة بواسطة ذرات الكالسيوم والصوديوم والمغنيسيوم والحديد وغيرها من المعادن القابلة للتأين بسهولة. عند إنتاجها ، تصدر أيونات الهيدروجين السالبة معظم الضوء المرئي. تمتص الأيونات بفارغ الصبر نفس الضوء ، وهذا هو السبب في أن عتامة الغلاف الجوي تزداد بسرعة مع العمق. لذلك ، تبدو لنا حافة الشمس المرئية حادة جدًا.
تستند جميع معرفتنا تقريبًا عن الشمس إلى دراسة طيفها - وهو شريط ضيق متعدد الألوان له نفس طبيعة قوس قزح. لأول مرة ، عند وضع المنشور في مسار شعاع الشمس ، تلقى نيوتن مثل هذا الشريط وصرخ: "نطاق!"(طيف خطوط الطول - "الرؤية"). لاحقًا ، لوحظت خطوط داكنة في طيف الشمس واعتبرت حدود الألوان.
في التلسكوب ذو التكبير العالي ، يمكنك مراقبة التفاصيل الدقيقة للفوتوسفير: يبدو أن كل شيء مليء بحبيبات صغيرة ساطعة - حبيبات ، مفصولة بشبكة من المسارات المظلمة الضيقة. التحبيب هو نتيجة اختلاط تيارات الغاز الأكثر دفئًا التي ترتفع وتغرق الأبرد. الفرق في درجة الحرارة بينهما في الطبقات الخارجية صغير نسبيًا (200-300 كلفن) ، ولكنه أعمق ، في منطقة الحمل الحراري ، يكون أكبر ، ويكون الاختلاط أكثر كثافة. يلعب الحمل الحراري في الطبقات الخارجية للشمس دورًا كبيرًا في تحديد الهيكل العام للغلاف الجوي. في نهاية المطاف ، فإن الحمل الحراري ، نتيجة للتفاعل المعقد مع المجالات المغناطيسية الشمسية ، هو سبب جميع المظاهر المتنوعة للنشاط الشمسي. تشارك المجالات المغناطيسية في جميع العمليات على الشمس. من وقت لآخر ، تظهر المجالات المغناطيسية المركزة في منطقة صغيرة من الغلاف الجوي الشمسي ، أقوى بآلاف المرات من تلك الموجودة على الأرض. البلازما المؤينة موصل جيد ، لا يمكنها التحرك عبر خطوط الحث المغناطيسي لمجال مغناطيسي قوي. لذلك ، في مثل هذه الأماكن ، يتم منع اختلاط وصعود الغازات الساخنة من الأسفل ، وتظهر منطقة مظلمة - بقعة شمسية. على خلفية الفوتوسفير المبهر ، يبدو أسود تمامًا ، على الرغم من أن سطوعه في الواقع أضعف بعشرة أضعاف.
بمرور الوقت ، يتغير حجم وشكل البقع بشكل كبير. بعد أن نشأت في شكل نقطة بالكاد ملحوظة - مسام ، تزيد البقعة تدريجياً من حجمها إلى عدة عشرات الآلاف من الكيلومترات. تتكون البقع الكبيرة ، كقاعدة عامة ، من جزء مظلم (لب) وجزء أقل قتامة - شبه ظل ، يعطي هيكلها البقعة مظهر دوامة. تُحاط البقع بمناطق أكثر إشراقًا من الفوتوسفير ، تسمى فاكولاي أو حقول الشعلة.
يمر الغلاف الضوئي تدريجيًا إلى طبقات خارجية أكثر تخلخلًا من الغلاف الجوي الشمسي - الغلاف اللوني والإكليل.
الغلاف الجوي الشمسي - الكروموسفير
الكروموسفير
("مجال اللون" اليوناني) سُمّي بهذا الاسم بسبب لونه الأرجواني المحمر. يمكن رؤيته أثناء الكسوف الكلي للشمس على شكل حلقة ساطعة ممزقة حول القرص الأسود للقمر ، الذي خسوف الشمس للتو. إن الكروموسفير غير متجانس للغاية ويتكون أساسًا من ألسنة ممدودة (شويكات) ، مما يعطيها مظهر العشب المحترق. درجة حرارة هذه النفاثات الكروموسفيرية أعلى بمرتين إلى ثلاث مرات من درجة حرارة الغلاف الضوئي ، وكثافتها أقل بمئات الآلاف من المرات. يبلغ الطول الإجمالي للكروموسفير 10-15 ألف كيلومتر.
تفسر الزيادة في درجة الحرارة في الكروموسفير بانتشار الموجات والمجالات المغناطيسية التي تخترقها من منطقة الحمل الحراري. تسخن المادة بنفس الطريقة كما لو كانت في فرن ميكروويف عملاق. تزداد سرعات الحركات الحرارية للجسيمات ، وتصبح التصادمات بينها أكثر تواتراً ، وتفقد الذرات إلكتروناتها الخارجية: تصبح المادة بلازما متأينة ساخنة. تحافظ هذه العمليات الفيزيائية نفسها أيضًا على درجة حرارة عالية بشكل غير عادي للطبقات الخارجية للغلاف الجوي الشمسي ، والتي تقع فوق الغلاف اللوني.
في كثير من الأحيان أثناء الكسوف (وبمساعدة أدوات طيفية خاصة - حتى بدون انتظار الكسوف) فوق سطح الشمس ، يمكن للمرء أن يلاحظ أشكال غريبة من "النوافير" و "السحب" و "القمع" و "الشجيرات" و "الأقواس" وغيرها من التكوينات المضيئة الزاهية من مواد الكروموسفير. إنها ثابتة أو تتغير ببطء ، وتحيط بها نفاثات منحنية ناعمة تتدفق داخل أو خارج الغلاف اللوني ، وترتفع عشرات ومئات الآلاف من الكيلومترات. هذه هي أعظم تشكيلات الغلاف الجوي الشمسي - البروز. عند ملاحظتها في الخط الطيفي الأحمر المنبعث من ذرات الهيدروجين ، فإنها تظهر على خلفية القرص الشمسي كخيوط داكنة وطويلة ومنحنية.
البروزات لها نفس الكثافة ودرجة الحرارة تقريبًا مثل الكروموسفير. لكنها فوقها ومحاطة بطبقات عليا متخلخلة للغاية من الغلاف الجوي الشمسي. لا تسقط البروزات في الكروموسفير لأن مادتها مدعومة بالمجالات المغناطيسية للمناطق النشطة من الشمس.
لأول مرة ، لاحظ عالم الفلك الفرنسي بيير يانسن وزميله الإنجليزي جوزيف لوكير طيف البروز خارج الكسوف في عام 1868. يتم وضع شق المطياف بحيث يعبر حافة الشمس ، وإذا كان هناك مكانة بارزة بالقرب منه ، ثم يمكنك ملاحظة طيف إشعاعها. من خلال توجيه الشق إلى أجزاء مختلفة من البروز أو الكروموسفير ، يمكن للمرء أن يدرسها في أجزاء. يتكون طيف البروز ، مثل نطاق الكروموسفير ، من خطوط ساطعة ، بشكل أساسي الهيدروجين والهيليوم والكالسيوم. توجد أيضًا خطوط انبعاث لعناصر كيميائية أخرى ، لكنها أضعف بكثير.
بعض البروزات ، بعد أن أمضت وقتًا طويلاً دون تغييرات ملحوظة ، تنفجر فجأة ، كما كانت ، ويتم قذف مادتها في الفضاء بين الكواكب بسرعة مئات الكيلومترات في الثانية. يتغير مظهر الكروموسفير أيضًا بشكل متكرر ، مما يشير إلى الحركة المستمرة للغازات المكونة له.
يحدث أحيانًا شيء مشابه للانفجارات في مناطق صغيرة جدًا من الغلاف الجوي للشمس. هذه هي ما يسمى بفتحات الكروموسفير (يمكن أن تستمر أقوى العمليات الشبيهة بالانفجار بضع دقائق فقط ، ولكن خلال هذا الوقت يتم إطلاق الطاقة ، والتي تصل أحيانًا إلى 10 25 J). عادة ما تستمر عدة عشرات من الدقائق. أثناء التوهجات في الخطوط الطيفية للهيدروجين والهيليوم والكالسيوم المتأين وبعض العناصر الأخرى ، يزداد لمعان مقطع فردي من الكروموسفير فجأة بمقدار عشرة أضعاف. يزداد الإشعاع فوق البنفسجي والأشعة السينية بشكل خاص: في بعض الأحيان تكون قوتها أعلى بعدة مرات من إجمالي طاقة الإشعاع الشمسي في هذه المنطقة ذات الطول الموجي القصير من الطيف قبل التوهج.
البقع ، المشاعل ، البروزات ، التوهجات الكروموسفيرية كلها مظاهر للنشاط الشمسي. مع زيادة النشاط ، يصبح عدد هذه التكوينات على الشمس أكبر.
الغلاف الجوي الشمسي - كورونا
تاج
- على عكس الغلاف الضوئي والكروموسفير ، فإن الجزء الخارجي من الغلاف الجوي للشمس له مدى هائل: فهو يمتد لملايين الكيلومترات ، وهو ما يتوافق مع عدة أنصاف أقطار شمسية ، ويمتد امتداده الضعيف إلى أبعد من ذلك.
تتناقص كثافة المادة في الإكليل الشمسي مع ارتفاع أبطأ بكثير من كثافة الهواء في الغلاف الجوي للأرض. يتم تحديد الانخفاض في كثافة الهواء مع ارتفاعه من خلال جاذبية الأرض. على سطح الشمس ، تكون الجاذبية أقوى بكثير ، ويبدو أن غلافها الجوي لا ينبغي أن يكون عالياً. في الواقع ، إنه واسع بشكل غير عادي. لذلك ، هناك بعض القوى التي تعمل ضد جاذبية الشمس. ترتبط هذه القوى بسرعات هائلة لحركة الذرات والإلكترونات في الإكليل ، حيث يتم تسخينها إلى درجة حرارة تصل إلى 1-2 مليون درجة!
من الأفضل ملاحظة الهالة خلال المرحلة الكلية لكسوف الشمس. صحيح ، في الدقائق القليلة التي تستغرقها ، من الصعب جدًا رسم ليس فقط التفاصيل الفردية ، ولكن حتى المظهر العام للتاج. بدأت عين الراصد للتو في التعود على الشفق المفاجئ ، ويعلن شعاع الشمس الساطع الذي ظهر من خلف حافة القمر بالفعل نهاية الخسوف. لذلك ، غالبًا ما كانت الرسومات التخطيطية للإكليل ، التي رسمها مراقبون متمرسون خلال نفس الكسوف ، مختلفة تمامًا. لم يكن من الممكن تحديد لونه بدقة.
أعطى اختراع التصوير الفوتوغرافي علماء الفلك طريقة موضوعية ووثائقية للبحث. ومع ذلك ، فإن الحصول على صورة جيدة للإكليل ليس بالأمر السهل أيضًا. الحقيقة هي أن الجزء الأقرب من الشمس ، ما يسمى بالإكليل الداخلي ، يكون ساطعًا نسبيًا ، في حين أن الهالة الخارجية البعيدة المدى تبدو وكأنها توهج شاحب جدًا. لذلك ، إذا كان الإكليل الخارجي مرئيًا بوضوح في الصور ، فحينئذٍ يتبين أن الصورة الداخلية معرضة بشكل مفرط ، وفي الصور التي تظهر فيها تفاصيل التاج الداخلي ، يكون الجزء الخارجي غير مرئي تمامًا. للتغلب على هذه الصعوبة ، أثناء الكسوف ، يحاولون عادةً الحصول على عدة صور للإكليل في وقت واحد - بسرعات غالق طويلة وقصيرة. أو يتم تصوير التاج بوضع مرشح "شعاعي" خاص أمام لوحة التصوير ، مما يضعف المناطق الحلقية للأجزاء الداخلية الساطعة للتاج. في مثل هذه الصور ، يمكن إرجاع هيكلها إلى مسافات عديدة من أنصاف الأقطار الشمسية.
جعلت الصور الأولى الناجحة بالفعل من الممكن الكشف عن عدد كبير من التفاصيل في الهالة: الأشعة الإكليلية ، وجميع أنواع "الأقواس" ، و "الخوذات" والتكوينات المعقدة الأخرى المرتبطة بوضوح بالمناطق النشطة.
السمة الرئيسية للتاج هي الهيكل المشع. للأشعة التاجية مجموعة متنوعة من الأشكال: أحيانًا تكون قصيرة ، وأحيانًا طويلة ، وأحيانًا تكون الأشعة مستقيمة ، وأحيانًا تكون منحنية بشدة. في عام 1897 ، اكتشف عالم الفلك في بولكوفو أليكسي بافلوفيتش غانسكي أن المظهر العام للإكليل الشمسي يتغير بشكل دوري. اتضح أن هذا يرجع إلى دورة النشاط الشمسي التي تبلغ 11 عامًا.
مع فترة 11 عامًا ، يتغير كل من السطوع الكلي وشكل الإكليل الشمسي. خلال فترة الحد الأقصى للبقع الشمسية ، يكون لها شكل دائري نسبيًا. يتم ملاحظة الأشعة المباشرة للإكليل والموجهة على طول نصف قطر الشمس بالقرب من خط الاستواء الشمسي وفي المناطق القطبية. عندما يكون هناك عدد قليل من البقع الشمسية ، تتشكل الأشعة الإكليلية فقط عند خطوط العرض الاستوائية والوسطى. يصبح شكل التاج ممدودًا. تظهر أشعة قصيرة مميزة في القطبين ، ما يسمى بالفرشاة القطبية. في هذه الحالة ، ينخفض السطوع الكلي للإكليل. يبدو أن هذه الميزة المثيرة للإكليل مرتبطة بالحركة التدريجية لمنطقة تكوين البقع الشمسية السائدة خلال دورة 11 عامًا. بعد الحد الأدنى ، تبدأ البقع في الظهور على جانبي خط الاستواء عند خطوط عرض 30-40 درجة. ثم تنخفض منطقة التكوين الفوري تدريجياً نحو خط الاستواء.
جعلت الدراسات الدقيقة من الممكن إثبات وجود علاقة معينة بين بنية الإكليل والتكوينات الفردية في الغلاف الجوي الشمسي. على سبيل المثال ، عادة ما تُلاحظ الأشعة الإكليلية الساطعة والمباشرة فوق البقع الشمسية والواجهة. تنحني العوارض المجاورة في اتجاهها. في قاعدة الأشعة الإكليلية ، يزداد سطوع الكروموسفير. عادة ما تسمى هذه المنطقة بالإثارة. إنه أكثر سخونة وكثافة من المناطق المجاورة غير المهتمة. لوحظت تشكيلات معقدة لامعة فوق البقع في الهالة. غالبًا ما تكون البروزات محاطة بقذائف من المادة الإكليلية.
تبين أن الهالة هي مختبر طبيعي فريد يمكن من خلاله ملاحظة المادة في أكثر الظروف غرابة والتي يصعب الوصول إليها على الأرض.
في مطلع القرنين التاسع عشر والعشرين ، عندما لم تكن فيزياء البلازما موجودة بعد ، بدت السمات المرصودة للإكليل لغزا لا يمكن تفسيره. لذا ، في اللون ، يتشابه التاج بشكل مدهش مع الشمس ، كما لو أن ضوءها ينعكس بواسطة مرآة. ومع ذلك ، في هذه الحالة ، تختفي خطوط فراونهوفر المميزة للطيف الشمسي تمامًا في الهالة الداخلية. تظهر مرة أخرى بعيدًا عن حافة الشمس ، في الهالة الخارجية ، لكنها ضعيفة جدًا بالفعل. بالإضافة إلى ذلك ، يكون ضوء الإكليل مستقطبًا: فالطائرات التي تتأرجح فيها موجات الضوء تقع بشكل عرضي بشكل عرضي للقرص الشمسي. مع المسافة من الشمس ، تزداد نسبة الأشعة المستقطبة أولاً (تقريبًا إلى 50٪) ، ثم تنخفض بعد ذلك. أخيرًا ، تظهر خطوط الانبعاث الساطعة في طيف الهالة ، والتي تكاد تصل إلى منتصف القرن العشرين. لا يمكن التعرف عليه مع أي من العناصر الكيميائية المعروفة.
اتضح أن السبب الرئيسي لكل هذه الميزات للهالة هو ارتفاع درجة حرارة غاز شديد التخلخل. عند درجات حرارة أعلى من مليون درجة ، يتجاوز متوسط سرعات ذرات الهيدروجين 100 كم / ثانية ، وبالنسبة للإلكترونات الحرة فهي تزيد 40 مرة. في مثل هذه السرعات ، على الرغم من الندرة الشديدة للمادة (فقط 100 مليون جسيم لكل سم مكعب ، وهو أندر 100 مليار مرة من الهواء على الأرض!) ، فإن تصادم الذرات ، خاصة مع الإلكترونات ، متكرر نسبيًا. إن قوى تأثير الإلكترونات كبيرة جدًا لدرجة أن ذرات العناصر الخفيفة محرومة تمامًا تقريبًا من جميع إلكتروناتها وتبقى منها فقط نوى ذرية "عارية". تحتفظ العناصر الأثقل بأعمق قذائف الإلكترون ، وتنتقل إلى حالة درجة عالية من التأين.
لذا فإن الغاز الإكليلي هو بلازما شديدة التأين. يتكون من العديد من الأيونات الموجبة الشحنة لعناصر كيميائية مختلفة وعدد أكبر قليلاً من الإلكترونات الحرة الناشئة عن تأين ذرات الهيدروجين (إلكترون واحد لكل منهما) والهيليوم (إلكترونان لكل منهما) وذرات أثقل. نظرًا لأن الإلكترونات المتنقلة تلعب الدور الرئيسي في مثل هذا الغاز ، فإنه غالبًا ما يطلق عليه غاز الإلكترون ، على الرغم من أن هذا يعني وجود مثل هذه الكمية من الأيونات الموجبة التي من شأنها أن تضمن تمامًا حيادية البلازما ككل.
يرجع اللون الأبيض للهالة إلى تشتت ضوء الشمس العادي بواسطة الإلكترونات الحرة. إنها لا تستثمر طاقتها أثناء التشتت: تتأرجح في الوقت المناسب مع الموجة الضوئية ، وتغير فقط اتجاه الضوء المنتشر ، بينما تستقطبه. تتولد الخطوط المضيئة الغامضة في الطيف عن طريق الإشعاع غير المعتاد لذرات عالية التأين من الحديد والأرجون والنيكل والكالسيوم وعناصر أخرى ، والتي تحدث فقط في ظل ظروف التخلخل الشديد. أخيرًا ، تنتج خطوط الامتصاص في الهالة الخارجية عن تشتت جزيئات الغبار الموجودة باستمرار في الوسط البينجمي. ويرجع عدم وجود خط في الإكليل الداخلي إلى حقيقة أنه عندما تتشتت بواسطة إلكترونات سريعة الحركة ، فإن كل الكميات الضوئية تشهد تغيرات كبيرة في التردد حتى أن خطوط فراونهوفر القوية من الطيف الشمسي "تُغسل" تمامًا.
لذلك ، فإن إكليل الشمس هو الجزء الخارجي من غلافه الجوي ، والأكثر تخلخلًا والأكثر سخونة. نضيف أنه أيضًا الأقرب إلينا: فقد اتضح أنه يمتد بعيدًا عن الشمس على شكل تيار من البلازما يتحرك باستمرار منه - الرياح الشمسية. بالقرب من الأرض ، تبلغ سرعتها في المتوسط 400-500 كم / ث ، وتصل أحيانًا إلى ما يقرب من 1000 كم / ث. تنتشر الرياح الشمسية إلى ما هو أبعد من مداري كوكب المشتري وزحل ، وتشكل غلافًا شمسيًا عملاقًا يحده وسط بين نجمي أكثر تخلخلًا.
في الواقع ، نحن نعيش محاطين بالإكليل الشمسي ، على الرغم من حمايتنا من اختراق الإشعاع بحاجز موثوق به على شكل المجال المغناطيسي للأرض. من خلال الهالة ، يؤثر النشاط الشمسي على العديد من العمليات التي تحدث على الأرض (الظواهر الجيوفيزيائية).
كيف تؤثر الشمس على الأرض
تضيء الشمس كوكبنا وتدفئه ؛ بدون ذلك ، ستكون الحياة عليه مستحيلة ليس فقط للبشر ، ولكن حتى بالنسبة للكائنات الحية الدقيقة. الشمس هي المحرك الرئيسي (وإن لم يكن الوحيد) للعمليات التي تحدث على الأرض. ولكن ليس فقط الحرارة والضوء تستقبلهما الأرض من الشمس. أنواع مختلفة من الإشعاع الشمسي وتدفقات الجسيمات لها تأثير مستمر على حياتها.
ترسل الشمس موجات كهرومغناطيسية إلى الأرض في جميع مناطق الطيف - من عدة كيلومترات من موجات الراديو إلى أشعة جاما. يتم الوصول أيضًا إلى المناطق المحيطة بالأرض بواسطة جزيئات مشحونة ذات طاقات مختلفة - عالية ومنخفضة ومتوسطة. أخيرًا ، تبعث الشمس تيارًا قويًا من الجسيمات الأولية - النيوترينوات. ومع ذلك ، فإن تأثير هذا الأخير على العمليات الأرضية ضئيل للغاية: بالنسبة لهذه الجسيمات ، فإن الكرة الأرضية شفافة ، وهي تطير بحرية عبرها. فقط جزء صغير جدًا من الجسيمات المشحونة من الفضاء بين الكواكب يدخل الغلاف الجوي للأرض (ينحرف الباقي أو يتأخر بسبب المجال المغنطيسي الأرضي). لكن طاقتها كافية لإحداث الشفق القطبي واضطرابات المجال المغناطيسي لكوكبنا.
الاضطراب الكهرومغناطيسي يخضع لانتقاء صارم في الغلاف الجوي للأرض. إنه شفاف فقط للضوء المرئي وأقرب الأشعة فوق البنفسجية والأشعة تحت الحمراء ، وكذلك لموجات الراديو في نطاق ضيق نسبيًا (من سنتيمتر إلى متر). ينعكس الغلاف الجوي جميع الإشعاعات الأخرى أو يمتصها ، مما يؤدي إلى تسخين طبقاته العليا وتأيينها.
يبدأ امتصاص الأشعة السينية والأشعة فوق البنفسجية الصلبة عند 300-350 كم ؛ على نفس الارتفاعات ، تنعكس أطول موجات راديو قادمة من الفضاء. مع اندفاعات قوية من الأشعة السينية الشمسية من توهجات الكروموسفير ، تخترق كوانتا الأشعة السينية إلى ارتفاعات 80-100 كم من سطح الأرض ، مما يؤين الغلاف الجوي ويسبب اضطرابًا في الاتصال على الموجة القصيرة.
 |
| المناطق المظلمة المشؤومة على الجانب الأيسر من القرص الشمسي هي ما يسمى بالثقوب الإكليلية. هذه المناطق ، الواقعة فوق السطح ، حيث تنتقل خطوط قوة المجال المغناطيسي الشمسي إلى الفضاء بين الكواكب ، تتميز بضغط منخفض. تمت دراسة الثقوب التاجية بشكل مكثف من الأقمار الصناعية منذ الستينيات في الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية. من المعروف أنها مصادر للرياح الشمسية الشديدة ، والتي تتكون من ذرات وإلكترونات تطير بعيدًا عن الشمس على طول خطوط المجال المغناطيسي المفتوحة. |
| شمسنا |
الأشعة فوق البنفسجية الناعمة (طويلة الموجة) قادرة على اختراق أعمق ، يتم امتصاصها على ارتفاع 30-35 كم. هنا ، تنقسم الكميات فوق البنفسجية إلى ذرات من جزيئات الأكسجين ، متبوعة بتكوين الأوزون. يؤدي هذا إلى إنشاء "شاشة أوزون" غير شفافة للأشعة فوق البنفسجية ، مما يحمي الحياة على الأرض من الأشعة المميتة. يصل الجزء غير الممتص من الأشعة فوق البنفسجية ذات الطول الموجي الأطول إلى سطح الأرض. هذه الأشعة هي التي تسبب حروق الشمس عند الناس.
يتم امتصاص الإشعاع في النطاق المرئي بشكل ضعيف. ومع ذلك ، فإنه يتبدد بفعل الغلاف الجوي حتى في غياب السحب ، ويعود جزء منه إلى الفضاء بين الكواكب. الغيوم ، التي تتكون من قطرات الماء والجسيمات الصلبة ، تعزز بشكل كبير انعكاس الإشعاع الشمسي. نتيجة لذلك ، في المتوسط ، يصل حوالي نصف الضوء الساقط على حدود الغلاف الجوي للأرض إلى سطح الكوكب.
كمية الطاقة الشمسية المتساقطة على سطح متر مربع واحد ، منتشرة بشكل عمودي على أشعة الشمس عند حدود الغلاف الجوي للأرض ، تسمى الثابت الشمسي. من الصعب جدًا قياسه من الأرض ، وبالتالي فإن القيم التي تم العثور عليها قبل بدء أبحاث الفضاء كانت تقريبية للغاية. من الواضح أن التقلبات الصغيرة (إذا كانت موجودة بالفعل) "غارقة" في عدم دقة القياسات. فقط تنفيذ برنامج فضائي خاص لتحديد الثابت الشمسي جعل من الممكن العثور على قيمته الموثوقة. حسب آخر البيانات فهي 1370 واط / م 2 بدقة 0.5٪. لم يتم الكشف عن تقلبات تزيد عن 0.2٪ خلال القياسات.
على الأرض ، تمتص الأرض والمحيطات الإشعاع. يشع سطح الأرض الساخن ، بدوره ، في منطقة الأشعة تحت الحمراء طويلة الموجة. بالنسبة لمثل هذا الإشعاع ، يكون النيتروجين والأكسجين في الغلاف الجوي شفافين. لكن يتم امتصاصه بجشع بواسطة بخار الماء وثاني أكسيد الكربون. بفضل هذه المكونات الصغيرة ، يحتفظ الغلاف الجوي بالحرارة. هذا هو تأثير الاحتباس الحراري في الغلاف الجوي. بشكل عام ، هناك توازن بين وصول الطاقة الشمسية إلى الأرض وخسائرها على الكوكب: مقدار ما يدخل ، وكم يتم إنفاقه. وبخلاف ذلك ، فإن درجة حرارة سطح الأرض ، بالإضافة إلى الغلاف الجوي ، سترتفع أو تنخفض باستمرار.
- ترتبط جميع ظواهر النشاط الشمسي بإطلاق المجالات المغناطيسية على سطح الشمس. أظهرت القياسات الأولى لتأثير زيمان ، التي تم إجراؤها في بداية القرن العشرين ، أن الحقول في البقع تتميز بكثافة تصل إلى عدة آلاف من الأويرستد ، ويتم تحقيق هذه الحقول في مناطق يبلغ قطرها 20000 كم. . تتيح الأجهزة الحديثة لقياس المجالات على الشمس ليس فقط قياس حجم المجال بدقة 1 Oe ، ولكن أيضًا للحكم على زوايا ميل متجه شدة المجال المغناطيسي. فقد وجد ، على سبيل المثال ، أن المشاعل هي مناطق بها حقول من 5-300 Oe ، وفي ظل البقع الشمسية ، تصل الحقول إلى 1000-4500 Oe موازية لسطح الشمس. يتركز الحقل في حزم منفصلة.
 |
| الشمس مضطربة جدا. تُظهر هذه الصورة الملونة الزائفة منطقة نشطة تقع على حافة قرص الشمس. يهرب البلازما الساخنة من الغلاف الضوئي الشمسي وتتحرك على طول خطوط المجال المغناطيسي. يتم تمييز المناطق شديدة الحرارة باللون الأحمر ، مما يشير إلى أن المواد الأكثر سخونة تنتشر عبر بعض حلقات المجال المغناطيسي عن الحلقات الأخرى. حلقات المجال المغناطيسي كبيرة جدًا ، بحيث يمكن للأرض أن تتسع داخلها بسهولة. |
 |
| شمسنا |
يبلغ متوسط الحقل فوق السطح الشمسي 1 Oe ؛ ويبدو أنه يتكون من خلايا فردية بها 10 Oe عند حدودها. يُلاحظ مثل هذا الحقل بالقرب من قطبي الشمس ، بينما في خطوط العرض المنخفضة غالبًا ما يكون مضطربًا بسبب الحقول القوية للمناطق النشطة. هذه الحقول المحلية القوية لا تشوش الفوتوسفير فحسب ، بل تخترق أيضًا الطبقات الخارجية. في الكروموسفير فوق ظل البقع ، يمكن أن يصل حجمها إلى 1000 Oe ، فوق الظلال والوجه 100 Oe. تشير البيانات غير المباشرة إلى أن الحقول في الهالة فوق المنطقة النشطة هي 10-0.1 Oe. مع مكان زيادة المجال المغناطيسي قوة. تقع القاعدة السفلية للمنطقة النشطة - البقع والبقع - في الفوتوسفير. يظهر الجزء العلوي على شكل شعلة كروموسفيرية (flocculus) ، وفي الإكليل - على شكل تكاثف إكليلي.
في أغلب الأحيان ، تتميز المناطق النشطة بقطبين متعاكسين - ما يسمى. مراكز ثنائية القطب ، على الرغم من وجود مناطق متعددة الأقطاب وحيدة القطب. ترتبط الأعمدة ذات القطبية المعاكسة بنظام أقواس يصل طولها إلى 30.000 كم ويصل ارتفاعها إلى 5000 كم. ترتفع قمم الأقواس ببطء ، ويتدفق الغاز بالقرب من القطبين نحو الغلاف الضوئي.
تطور المنطقة النشطة في الوقت المناسب أمر غريب. مع تقوية المجال المغناطيسي في الفوتوسفير ، تظهر شعلة ، مما يزيد تدريجياً من مساحتها وسطوعها. بعد حوالي يوم ، تظهر فيه عدة نقاط داكنة - مسام ، تتطور بعد ذلك إلى بقع شمسية. تتميز الأيام من العاشر إلى الحادي عشر من حياة المنطقة بأكثر العمليات عنفًا في الكروموسفير والهالة. في هذه الحالة ، يصل حجم المجموعات الكبيرة من البقع إلى 20 درجة هيليوجرافيك في خط الطول و 10 في خط العرض ، أو 2400 كم × 12000 كم. بعد 1-3 أشهر ، تختفي البقع تدريجيًا ، ويظهر بروز عملاق فوق المنطقة. بعد ستة أشهر أو سنة ، تختفي هذه المنطقة.
بالنسبة إلى بقعة متوسطة ذات مجال يبلغ 3000 Oe ، تكون الطاقة المغناطيسية أكبر بعشر مرات على الأقل من الطاقة الحركية. طاقة الحركات الحملية. لكن في خلية الحمل الحراري ، هناك بالضرورة إزاحة أفقية متعامدة مع اتجاه المجال. يمنع الحقل الحركة الأفقية ، مما يؤدي إلى إضعاف الحمل الحراري في البقع بشكل كبير. تؤدي صعوبة الحمل الحراري إلى تقليل الطاقة في منطقة البقع ، حيث يتم نقل الطاقة في الطبقات العميقة بواسطة حركات الحمل الحراري. ربما هذا هو سبب انخفاض درجة الحرارة و "سواد" البقع.
الحبيبات التي لوحظت في ظلال البقع (بأحجام تصل إلى 300 كم ومتوسط عمر 15-30 دقيقة) تشير إلى وجود حمل حراري معدل بشدة. وهو يتألف هنا من حقيقة أن العناصر الفردية للغاز الساخن تندلع في مناطق على طول الحقل وصولاً إلى ارتفاعات كروية ضوئية. هناك يتمددون ، ويضغطون الغاز المحيط مع الحقل. ينزل الغاز الكثيف ، حركات الغاز تشبه الحركات لأعلى ولأسفل في أنابيب متقاربة مع تغيير طفيف في المقطع العرضي (أي مع تشوه بسيط في خطوط الحقل). في العديد من الحالات الأخرى - عندما يتحرك الغاز في البروز ، في الحلقات الإكليلية ، تتطابق مسارات حركة الغاز أيضًا مع مسار خطوط الحقل.
تعتمد درجة تأثير المجال على بنية الغلاف الجوي الخارجي على حجم التدفق المغناطيسي الناشئ على السطح (1017-1022 ميكرو ثانية) ومدى تغيره مع الارتفاع والوقت.
|
تبلغ درجة حرارة الغلاف الضوئي - تلك الطبقة من الغلاف الجوي الشمسي التي نراها من خلال التلسكوب وننظر إليها بالعين كسطح ، حوالي 5800 درجة مئوية خلال فترة النشاط الشمسي الأدنى ، يكون سطح الغلاف الضوئي هادئًا نسبيًا. كل زوابع التفاعلات النووية الحرارية التي تمنح النجم طاقته تندلع بعمق في الداخل. ولكن مع بداية دورة جديدة ، تبدأ طاقة كل هذه العمليات الداخلية في الظهور. |
أسئلة البرنامج:
التركيب الكيميائي للغلاف الجوي الشمسي.
دوران الشمس
تعتيم القرص الشمسي إلى الحافة ؛
الطبقات الخارجية للغلاف الجوي الشمسي: الكروموسفير والهالة ؛
إشعاع الراديو والأشعة السينية من الشمس.
ملخص:
التركيب الكيميائي للغلاف الجوي الشمسي.
في المنطقة المرئية ، للإشعاع الشمسي طيف مستمر ، ضده عدة عشرات الآلاف من خطوط الامتصاص المظلمة فراونهوفر. يصل الطيف المستمر إلى أقصى حد له في الجزء الأخضر المزرق ، عند أطوال موجية من 4300-5000 أ. تنخفض شدة الطيف على جانبي الحد الأقصى.
أظهرت الملاحظات خارج الغلاف الجوي أن الشمس تشع في مناطق الطول الموجي القصيرة والطويلة غير المرئية من الطيف. في المنطقة ذات الطول الموجي الأقصر ، يتغير الطيف بشكل كبير. تنخفض شدة الطيف المستمر بسرعة ، ويتم استبدال خطوط فراونهوفر المظلمة بخطوط انبعاث.
يقع أقوى خط في الطيف الشمسي في منطقة الأشعة فوق البنفسجية. هذا هو الخط الطنيني للهيدروجين L بطول موجي 1216 A. في المنطقة المرئية ، يكون الخطان الرنانان H و K للكالسيوم المتأين أكثر كثافة. يتبعها في الكثافة الخطوط الأولى من سلسلة Balmer من الهيدروجين H و H و H ، ثم خطوط صدى الصوديوم وخطوط المغنيسيوم والحديد والتيتانيوم وعناصر أخرى. يتم تحديد الخطوط العديدة المتبقية مع أطياف حوالي 70 عنصرًا كيميائيًا معروفًا من جدول D.I. مندليف. يشير وجود هذه الخطوط في الطيف الشمسي إلى وجود العناصر المقابلة في الغلاف الجوي الشمسي. تم إثبات وجود الهيدروجين والهيليوم والنيتروجين والكربون والأكسجين والمغنيسيوم والصوديوم والحديد والكالسيوم وعناصر أخرى على الشمس.
الهيدروجين هو العنصر السائد في الشمس. يمثل 70٪ من كتلة الشمس. التالي هو الهيليوم - 29٪ من الكتلة. تمثل العناصر المتبقية مجتمعة أكثر قليلاً من 1٪.
دوران الشمس
تشير ملاحظات التفاصيل الفردية على القرص الشمسي ، وكذلك قياسات تحولات الخطوط الطيفية في نقاطها المختلفة ، إلى حركة المادة الشمسية حول أحد الأقطار الشمسية ، والتي تسمى محور الدورانشمس.
يُطلق على المستوى الذي يمر عبر مركز الشمس والعمودي على محور الدوران مستوى خط الاستواء الشمسي. تشكل زاوية 7 0 15 'مع مستوى مسير الشمس ويعبر سطح الشمس على طول خط الاستواء. تسمى الزاوية بين مستوى خط الاستواء ونصف القطر المرسوم من مركز الشمس إلى نقطة معينة على سطحها خط العرض الهليوغرافي.
تتناقص السرعة الزاوية لدوران الشمس كلما ابتعدت عن خط الاستواء واقتربت من القطبين.
في المتوسط = 14º.4 - 2º.7 sin 2 B ، حيث B هو خط العرض الشمسي. السرعة الزاوية تقاس بزاوية الدوران في اليوم.
الفترة النجمية للمنطقة الاستوائية 25 يومًا ، بالقرب من القطبين تصل إلى 30 يومًا. بسبب دوران الأرض حول الشمس ، يبدو أن دورانها أبطأ ويساوي 27 و 32 يومًا على التوالي (الفترة المجمعية).
تعتيم القرص الشمسي إلى الحافة
الغلاف الضوئي هو الجزء الرئيسي من الغلاف الجوي الشمسي ، حيث يتم إنتاج الإشعاع المرئي ، والذي له طابع مستمر. وبالتالي ، فإنها تشع تقريبًا كل الطاقة الشمسية التي تأتي إلينا. الغلاف الضوئي عبارة عن طبقة رقيقة من الغاز يبلغ طولها عدة مئات من الكيلومترات ، وهي غير شفافة إلى حد ما. يكون الغلاف الضوئي مرئيًا عند ملاحظة الشمس مباشرة في الضوء الأبيض على أنها "سطح" ظاهر.
عند مراقبة القرص الشمسي ، يكون سواده نحو الحافة ملحوظًا. عندما تبتعد عن المركز ، يقل السطوع بسرعة كبيرة. يفسر هذا التأثير من خلال حقيقة أن هناك زيادة في درجة الحرارة مع العمق في الغلاف الضوئي.
تميز النقاط المختلفة للقرص الشمسي الزاوية ، والتي تشكل خط الرؤية مع خط الرؤية الطبيعي لسطح الشمس في المكان قيد النظر. في مركز القرص ، هذه الزاوية تساوي 0 ، ويتزامن خط الرؤية مع نصف قطر الشمس. عند الحافة = 90 وينزلق خط البصر على طول الظل إلى طبقات الشمس. يأتي معظم إشعاع طبقة معينة من الغاز من مستوى يقع في العمق البصري 1. عندما يعبر خط الرؤية طبقات الغلاف الضوئي بزاوية كبيرة ، يتم الوصول إلى العمق البصري 1 في الطبقات الخارجية الأكثر ، حيث تكون درجة الحرارة أقل. نتيجة لذلك ، تكون شدة الإشعاع من حواف القرص الشمسي أقل من شدة الإشعاع من منتصفه.
يمكن تمثيل الانخفاض في سطوع القرص الشمسي باتجاه الحافة في التقريب الأول بالصيغة:
أنا () = أنا 0 (1 - ش + كوس) ،
حيث I () هو السطوع عند النقطة التي يصنع فيها خط الرؤية زاوية مع الوضع الطبيعي ، I 0 هو سطوع الإشعاع من مركز القرص ، u عامل تناسب يعتمد على الطول الموجي.
تتيح الملاحظات المرئية والتصويرية للفوتوسفير اكتشاف هيكلها الدقيق ، الذي يذكرنا بسحب الركام المتقاربة. تسمى التكوينات الدائرية الخفيفة الحبيبات ، والهيكل بأكمله تحبيب. الأبعاد الزاوية للحبيبات لا تزيد عن 1 من القوس ، أي ما يعادل 700 كم. توجد كل حبيبة فردية لمدة 5-10 دقائق ، وبعد ذلك تتفكك وتتشكل حبيبات جديدة في مكانها. الحبيبات محاطة بمساحات مظلمة. في الحبيبات ترتفع المادة ومن حولها تسقط. سرعة هذه الحركات هي 1-2 كم / ثانية.
التحبيب هو مظهر من مظاهر منطقة الحمل الحراري الواقعة تحت الغلاف الضوئي. في منطقة الحمل الحراري ، يتم خلط المادة نتيجة صعود وهبوط الكتل الفردية من الغاز.
سبب حدوث الحمل الحراري في الطبقات الخارجية للشمس هما حالتان مهمتان. من ناحية أخرى ، فإن درجة الحرارة مباشرة تحت الغلاف الضوئي تنمو بسرعة كبيرة في العمق ، ولا يمكن للإشعاع أن يضمن إطلاق الإشعاع من الطبقات الساخنة العميقة. لذلك ، يتم نقل الطاقة من خلال حركة عدم التجانس نفسها. من ناحية أخرى ، يتضح أن عدم التجانس هذا يكون عنيدًا إذا لم يكن الغاز الموجود فيها مؤينًا بالكامل ولكن جزئيًا فقط.
عند المرور إلى الطبقات السفلية من الغلاف الضوئي ، يتم تحييد الغاز ولا يكون قادرًا على تكوين عدم تجانس ثابت. لذلك ، في الأجزاء العلوية من منطقة الحمل ، يتم منع الحركات الحملية ويتوقف الحمل فجأة. تؤدي التقلبات والاضطرابات في الغلاف الضوئي إلى ظهور موجات صوتية. تمثل الطبقات الخارجية للمنطقة الحملية نوعًا من الرنان الذي يتم فيه إثارة التذبذبات لمدة 5 دقائق في شكل موجات واقفة.
الطبقات الخارجية للغلاف الجوي الشمسي: الكروموسفير والهالة
تتناقص كثافة المادة في الغلاف الضوئي بسرعة مع الارتفاع ، وتتحول الطبقات الخارجية إلى أن تكون نادرة جدًا. في الطبقات الخارجية للفوتوسفير تصل درجة الحرارة إلى 4500 كلفن ، ثم تبدأ في الارتفاع مرة أخرى. هناك ارتفاع بطيء في درجة الحرارة إلى عدة عشرات الآلاف من الدرجات ، مصحوبًا بتأين الهيدروجين والهيليوم. يسمى هذا الجزء من الغلاف الجوي الكروموسفير. في الطبقات العليا من الكروموسفير ، تصل كثافة المادة إلى 10-15 جم / سم 3.
1 سم 3 من طبقات الكروموسفير هذه تحتوي على حوالي 10 9 ذرات ، لكن درجة الحرارة ترتفع إلى مليون درجة. هذا هو المكان الذي يبدأ فيه الجزء الخارجي من الغلاف الجوي للشمس ، والذي يسمى الهالة الشمسية. سبب تسخين الطبقات الخارجية من الغلاف الجوي الشمسي هو طاقة الموجات الصوتية التي تنشأ في الغلاف الضوئي. عند الانتشار لأعلى ، إلى طبقات ذات كثافة أقل ، تزيد هذه الموجات من اتساعها حتى عدة كيلومترات وتتحول إلى موجات صدمة. نتيجة لظهور موجات الصدمة يحدث تشتت الموجات مما يزيد من السرعات الفوضوية للجزيئات وترتفع درجة الحرارة.
السطوع المتكامل للكروموسفير أقل بمئات المرات من سطوع الفوتوسفير. لذلك ، لمراقبة الكروموسفير ، من الضروري استخدام طرق خاصة تجعل من الممكن تمييز إشعاعها الضعيف من التدفق القوي للإشعاع الضوئي. أكثر الطرق ملاءمة هي الملاحظات أثناء الكسوف. يبلغ طول الكروموسفير 12-15000 كم.
عند دراسة الصور الفوتوغرافية للكروموسفير ، تظهر عدم التجانس ، ويطلق على الأصغر شويكات. الشويكات مستطيلة الشكل ، ممدودة في الاتجاه الشعاعي. يبلغ طولها عدة آلاف من الكيلومترات وسمكها حوالي 1000 كيلومتر. بسرعات تصل إلى عدة عشرات من الكيلومترات / ثانية ، ترتفع الأشواك من الكروموسفير إلى الإكليل وتذوب فيها. من خلال الأشواك ، يتم تبادل المادة بين الكروموسفير والإكليل الذي يغطيها. تشكل الأشواك هيكلًا أكبر يسمى شبكة الكروموسفير ، التي تولدها حركات الموجة التي تحركها عناصر أكبر وأعمق بكثير في منطقة الحمل الحراري من الغلاف الجوي الفرعي مقارنة بالحبيبات.
تاجسطوعه منخفض جدًا ، لذلك لا يمكن ملاحظته إلا خلال المرحلة الكلية لكسوف الشمس. خارج الكسوف ، يتم ملاحظته باستخدام أجهزة التخطيط التاجي. لا يحتوي التاج على حدود خارجية حادة وله شكل غير منتظم يتغير بشكل كبير بمرور الوقت. الجزء الأكثر سطوعًا من الإكليل ، والذي لا يزيد عن 0.2 - 0.3 نصف قطر شمسي بعيدًا عن الحوف ، يُطلق عليه عادةً الإكليل الداخلي ، والباقي ، جزء ممتد جدًا ، الإكليل الخارجي. من السمات المهمة للكورونا هيكلها المشع. تأتي الأشعة بأطوال مختلفة ، تصل إلى اثني عشر أو أكثر من أنصاف أقطار الشمس. الهالة الداخلية غنية بالتكوينات الهيكلية التي تشبه الأقواس والخوذات والسحب الفردية.
الإشعاع الإكليلي هو الضوء المتناثر للغلاف الضوئي. هذا الضوء شديد الاستقطاب. يمكن للإلكترونات الحرة فقط أن تسبب مثل هذا الاستقطاب. 1 سم 3 من مادة الاكليل تحتوي على حوالي 10 8 إلكترونات حرة. يجب أن يكون سبب ظهور مثل هذا العدد من الإلكترونات الحرة هو التأين. هذا يعني أنه في التاج في 1 سم 3 يوجد حوالي 10 8 أيونات. يجب أن يكون التركيز الكلي للمادة 2 . 10 8. الهالة الشمسية عبارة عن بلازما مخلخلة تبلغ درجة حرارتها حوالي مليون كلن. نتيجة لارتفاع درجة الحرارة هو اتساع انتشار الهالة. يبلغ طول الهالة أكبر بمئات المرات من سمك الغلاف الضوئي ويبلغ مئات الآلاف من الكيلومترات.
إشعاع الراديو والأشعة السينية من الشمس
منالهالة الشمسية شفافة تمامًا للإشعاع المرئي ، لكنها تنقل موجات الراديو بشكل سيئ ، والتي تتعرض لامتصاص وانكسار قويين فيها. عند الأطوال الموجية المترية ، تصل درجة سطوع الإكليل إلى مليون درجة. في الأطوال الموجية الأقصر ، يتناقص. ويرجع ذلك إلى زيادة العمق الذي يخرج منه الإشعاع نتيجة انخفاض خصائص امتصاص البلازما.
تم تتبع الانبعاث الراديوي للإكليل الشمسي عبر مسافات تصل إلى عدة عشرات من أنصاف الأقطار. هذا ممكن بسبب حقيقة أن الشمس تمر سنويًا بمصدر قوي للانبعاثات الراديوية - سديم السرطان والهالة الشمسية يطغيان عليها. ينتشر الإشعاع الصادر من السديم في عدم تجانس الإكليل. هناك دفعات من انبعاث الراديو الشمسي ناتجة عن تذبذبات البلازما المرتبطة بمرور الأشعة الكونية من خلالها خلال توهجات الكروموسفير.
الأشعة السينيةتمت دراستها بمساعدة تلسكوبات خاصة مثبتة على مركبة فضائية. صورة الأشعة السينية للشمس لها شكل غير منتظم مع العديد من النقاط المضيئة وبنية "خشنة". بالقرب من الطرف البصري ، يمكن ملاحظة زيادة في السطوع على شكل حلقة غير متجانسة. تُلاحظ النقاط المضيئة بشكل خاص فوق مراكز النشاط الشمسي ، في المناطق التي توجد بها مصادر قوية للانبعاثات الراديوية بأطوال موجية ديسيمتر ومتر. هذا يعني أن الأشعة السينية تنشأ بشكل أساسي من الهالة الشمسية. تتيح ملاحظات الأشعة السينية للشمس إجراء دراسات تفصيلية لهيكل الإكليل الشمسي مباشرة في الإسقاط على القرص الشمسي. بالقرب من المناطق المضيئة من الإكليل المتوهج فوق البقع ، تم العثور على مناطق مظلمة واسعة لا ترتبط بأي تكوينات ملحوظة في الأشعة المرئية. انهم يسمى الثقوب الاكليليةوترتبط بمناطق الغلاف الجوي الشمسي حيث لا تشكل المجالات المغناطيسية حلقات. الثقوب الإكليلية مصدر لتضخيم الرياح الشمسية. يمكن أن توجد لعدة ثورات للشمس وتتسبب في حدوث دورية لمدة 27 يومًا للظواهر الحساسة للإشعاع الجسيمي للشمس.
أسئلة الاختبار:
ما العناصر الكيميائية السائدة في الغلاف الجوي الشمسي؟
كيف يمكنك التعرف على التركيب الكيميائي للشمس؟
بأي فترة تدور الشمس حول محورها؟
هل تتزامن فترة دوران المناطق الاستوائية والقطبية للشمس؟
ما هو الغلاف الضوئي الشمسي؟
ما هو هيكل الفوتوسفير الشمسي؟
ما الذي يسبب تعتيم القرص الشمسي إلى الحافة؟
ما هو التحبيب؟
ما هي الهالة الشمسية؟
ما هي كثافة المادة في الاكليل؟
ما هو الكروموسفير الشمسي؟
ما هي الأشواك؟
ما هي درجة حرارة الهالة؟
ما الذي يفسر ارتفاع درجة حرارة الهالة؟
ما هي ملامح انبعاث الراديو من الشمس؟
ما هي مناطق الشمس المسؤولة عن إنتاج الأشعة السينية؟
المؤلفات:
كونونوفيتش إي في ، موروز ف. دورة عامة في علم الفلك. M. ، افتتاحية URSS ، 2004.
Galuzo IV ، Golubev V.A. ، Shimbalev A.A. التخطيط وطرق إجراء الدروس. علم الفلك في الصف الحادي عشر. مينسك. أفرسيف. 2003.
ويبل ف. عائلة صن. م. مير. 1984
نجوم Shklovsky I.S: ولادتهم وحياتهم وموتهم. M. العلوم. 1984
"جواز السفر" المميز لكل نجم ، بما في ذلك الشمس ، هو طيفه. تم تسجيل أكثر من 30 ألف خط ينتمون إلى 72 عنصرًا كيميائيًا في الطيف الشمسي. بالطبع ، العناصر العشرين الأخرى "موجودة" على الشمس. كل ما في الأمر أن خطوطهم ضعيفة جدًا وليس من السهل ملاحظتها على الخلفية العامة. تتكون الشمس حاليًا من حوالي 75٪ هيدروجين و 25٪ هيليوم بالكتلة (92.1٪ هيدروجين و 7.8٪ هيليوم بعدد الذرات) ؛ جميع العناصر الكيميائية الأخرى (ما يسمى ب "المعادن") تحتوي فقط على 0.2٪ من الكتلة الكلية. تتغير هذه النسبة ببطء بمرور الوقت حيث يتحول الهيدروجين إلى هيليوم في لب الشمس.
الهيكل الداخلي للشمس
الشمس جسم كروي متناظر في حالة اتزان. في كل مكان على مسافات متساوية من مركز هذه الكرة ، فإن الظروف المادية هي نفسها ، لكنها تتغير بشكل ملحوظ عندما يقترب المرء من المركز. . يمكن تقسيم الشمس إلى عدة طبقات متحدة المركز ، تمر تدريجياً إلى بعضها البعض (الشكل 3). في مركز الشمس ، تصل درجة الحرارة والكثافة إلى أعلى قيمها. الظروف في القلب الشمسي (التي تحتل حوالي 25٪ من نصف قطرها) شديدة للغاية. تصل درجة الحرارة إلى 15.6 مليون درجة كلفن ويصل الضغط إلى 250 مليار ضغط جوي. الغاز في القلب أكثر كثافة من الماء 150 مرة. تحدث التفاعلات النووية وإطلاق الطاقة المصاحب لها بشكل مكثف بالقرب من مركز الشمس. عندما تبتعد عن مركز الشمس ، تصبح درجة الحرارة والكثافة أقل ، ويتوقف إطلاق الطاقة بسرعة حتى مسافة 0.2-0.3 نصف قطر من المركز. على مسافة من مركز يزيد نصف قطرها عن 0.3 ، تصبح درجة الحرارة أقل من 5 ملايين درجة. نتيجة لذلك ، لا تحدث التفاعلات النووية عمليًا هنا. تنقل هذه الطبقات فقط إلى الخارج الإشعاع الذي نشأ على عمق أكبر ، وتمتصه الطبقات التي تعلوها وأعيد بثها. في آخر 20٪ من الطريق إلى السطح ، يتم نقل الطاقة عن طريق الحمل الحراري وليس الإشعاع. الحمل الحراري هو حركة المادة ككل ، في تيارات أو فقاعات ، على غرار الطريقة التي يتصرف بها الماء المغلي. ترتفع تيارات ضخمة من الغاز الساخن ، حيث تطلق حرارتها إلى البيئة ، ويغرق الغاز الشمسي المبرد.
جو الشمس
جميع طبقات الشمس المذكورة أعلاه لا يمكن ملاحظتها في الواقع. فوق منطقة الحمل الحراري توجد طبقات يمكن ملاحظتها مباشرة من الشمس تسمى غلافها الجوي. يتكون الغلاف الجوي الشمسي أيضًا من عدة طبقات مختلفة. في بنية الطبقات الخارجية للشمس ، يتم تمييز الفوتوسفير ("كرة الضوء" ، مترجمة من اليونانية) ، الكروموسفير ("كرة الضوء") والتاج.
فوتوسفير
السطح الشمسي المرئي - فوتوسفير- هذه طبقة من الغاز يبلغ سمكها حوالي 700 كم ، يتشكل فيها الإشعاع الشمسي القادم إلى الأرض. من خلال منتصف هذه الطبقة بالتحديد يتم "رسم" السطح الشرطي لنجمنا ، والذي يستخدم في عمليات حسابية مختلفة ، على وجه التحديد - قراءة ارتفاعات (أعلى) وأعماق (أسفل). في الطبقات الخارجية الأكثر برودة والمتخلخلة من الغلاف الضوئي ، تظهر خطوط امتصاص فراونهوفر على خلفية طيف مستمر. من خلال تحليل الطيف الشمسي ، الذي يحتوي على أكثر من 300 ألف خط امتصاص ، لا يتم تحديد التركيب الكيميائي للفوتوسفير ، ولكن من الطبقات الموجودة فوقه. تنتشر الموجات التي نشأت في منطقة الحمل الحراري وفي الغلاف الضوئي إلى الطبقات العليا من الغلاف الجوي الشمسي ، وتحول إليها جزءًا من الطاقة الميكانيكية للحركات الحملية وتسخن غازات الطبقات اللاحقة من الغلاف الجوي - الكروموسفير والإكليل . ونتيجة لذلك ، فإن الطبقات العليا من الغلاف الضوئي التي تبلغ درجة حرارتها حوالي 4500 كلفن تبين أنها "أبرد" في الشمس. تزداد درجة حرارة الغازات بسرعة كبيرة داخلها وخارجها.