Atmosfäär(kreeka keelest atmos - aur ja spharia - pall) - Maa õhukest, mis pöörleb koos sellega. Atmosfääri areng oli tihedalt seotud meie planeedil toimuvate geoloogiliste ja geokeemiliste protsessidega, aga ka elusorganismide tegevusega.
Atmosfääri alumine piir langeb kokku Maa pinnaga, kuna õhk tungib pinnase väikseimatesse pooridesse ja lahustub isegi vees.
Ülemine piir 2000–3000 km kõrgusel läheb järk-järgult avakosmosesse.
Tänu hapnikku sisaldavale atmosfäärile on elu Maal võimalik. Atmosfääri hapnikku kasutatakse inimeste, loomade ja taimede hingamisprotsessis.
Kui atmosfääri poleks, oleks Maa sama vaikne kui Kuu. Heli on ju õhuosakeste vibratsioon. Taeva sinine värv on seletatav asjaoluga, et atmosfääri läbivad päikesekiired, nagu läbi läätse, lagunevad nende komponentvärvideks. Sel juhul on sinise ja sinise värvi kiired kõige rohkem hajutatud.
Atmosfäär püüab kinni suurema osa päikese ultraviolettkiirgusest, millel on kahjulik mõju elusorganismidele. Samuti hoiab see soojust Maa pinna lähedal, takistades meie planeedi jahtumist.
Atmosfääri struktuur
Atmosfääris võib eristada mitut kihti, mis erinevad tiheduse poolest (joon. 1).
Troposfäär
Troposfäär- atmosfääri madalaim kiht, mille paksus pooluste kohal on 8-10 km, parasvöötme laiuskraadidel - 10-12 km ja ekvaatori kohal - 16-18 km.
Riis. 1. Maa atmosfääri ehitus
Troposfääri õhku soojendab maapind, see tähendab maa ja vesi. Seetõttu langeb õhutemperatuur selles kihis kõrgusega keskmiselt 0,6 °C iga 100 m kohta.Troposfääri ülemisel piiril jõuab see -55 °C-ni. Samal ajal on troposfääri ülemise piiri ekvaatori piirkonnas õhutemperatuur -70 °C ja põhjapooluse piirkonnas -65 °C.
Umbes 80% atmosfääri massist on koondunud troposfääri, paikneb peaaegu kogu veeaur, esineb äikest, torme, pilvi ja sademeid ning toimub õhu vertikaalne (konvektsioon) ja horisontaalne (tuul) liikumine.
Võib öelda, et ilm kujuneb peamiselt troposfääris.
Stratosfäär
Stratosfäär- atmosfäärikiht, mis asub troposfääri kohal 8–50 km kõrgusel. Taeva värvus selles kihis tundub lilla, mis on seletatav õhu hõredusega, mille tõttu päikesekiired peaaegu ei haju.
Stratosfäär sisaldab 20% atmosfääri massist. Selle kihi õhk on haruldane, veeauru praktiliselt pole ja seetõttu ei teki peaaegu üldse pilvi ja sademeid. Küll aga täheldatakse stratosfääris stabiilseid õhuvoolusid, mille kiirus ulatub 300 km/h.
See kiht on kontsentreeritud osoon(osooniekraan, osonosfäär), kiht, mis neelab ultraviolettkiiri, takistades nende jõudmist Maale ja kaitstes seeläbi meie planeedi elusorganisme. Tänu osoonile jääb õhutemperatuur stratosfääri ülemisel piiril -50 kuni 4-55 °C.
Mesosfääri ja stratosfääri vahel on üleminekutsoon - stratopaus.
Mesosfäär
Mesosfäär- 50-80 km kõrgusel asuv atmosfäärikiht. Õhutihedus on siin 200 korda väiksem kui Maa pinnal. Taeva värvus mesosfääris tundub must ja tähti on näha päeva jooksul. Õhutemperatuur langeb -75 (-90)°C-ni.
80 km kõrgusel algab termosfäär. Selle kihi õhutemperatuur tõuseb järsult 250 m kõrgusele ja muutub seejärel konstantseks: 150 km kõrgusel jõuab see 220–240 ° C-ni; 500-600 km kõrgusel ületab 1500 °C.
Mesosfääris ja termosfääris lagunevad gaasimolekulid kosmiliste kiirte mõjul aatomite laetud (ioniseeritud) osakesteks, mistõttu seda atmosfääriosa nimetatakse nn. ionosfäär- 50–1000 km kõrgusel asuv väga haruldane õhukiht, mis koosneb peamiselt ioniseeritud hapnikuaatomitest, lämmastikoksiidi molekulidest ja vabadest elektronidest. Seda kihti iseloomustab kõrge elektrifitseerimine ning sellelt peegelduvad pikad ja keskmised raadiolained nagu peeglist.
Ionosfääris tekivad aurorad - haruldaste gaaside kuma Päikeselt lendavate elektriliselt laetud osakeste mõjul - ja täheldatakse magnetvälja järske kõikumisi.
Eksosfäär
Eksosfäär- atmosfääri välimine kiht, mis asub üle 1000 km. Seda kihti nimetatakse ka hajumissfääriks, kuna gaasiosakesed liiguvad siin suurel kiirusel ja võivad kosmosesse hajuda.
Atmosfääri koostis
Atmosfäär on gaaside segu, mis koosneb lämmastikust (78,08%), hapnikust (20,95%), süsinikdioksiidist (0,03%), argoonist (0,93%), vähesel määral heeliumist, neoonist, ksenoonist, krüptoonist (0,01%), osooni ja muid gaase, kuid nende sisaldus on tühine (tabel 1). Maa õhu kaasaegne koostis pandi paika enam kui sada miljonit aastat tagasi, kuid järsult suurenenud inimtootmisaktiivsus viis sellegipoolest selle muutumiseni. Praegu on CO 2 sisaldus suurenenud ligikaudu 10-12%.
Atmosfääri moodustavad gaasid täidavad erinevaid funktsionaalseid rolle. Nende gaaside põhilise tähtsuse määrab aga eelkõige see, et nad neelavad väga tugevalt kiirgusenergiat ning avaldavad seeläbi olulist mõju Maa pinna ja atmosfääri temperatuurirežiimile.
Tabel 1. Maapinna lähedal asuva kuiva atmosfääriõhu keemiline koostis
|
Mahukontsentratsioon. % |
Molekulmass, ühikud |
|
|
Hapnik |
||
|
Süsinikdioksiid |
||
|
Dilämmastikoksiid |
||
|
0 kuni 0,00001 |
||
|
Vääveldioksiid |
suvel 0 kuni 0,000007; talvel 0 kuni 0,000002 |
|
|
0 kuni 0,000002 |
46,0055/17,03061 |
|
|
Asogdioksiid |
||
|
Vingugaas |
lämmastik, Kõige levinum gaas atmosfääris on keemiliselt passiivne.
Hapnik, erinevalt lämmastikust, on keemiliselt väga aktiivne element. Hapniku spetsiifiline funktsioon on heterotroofsete organismide, kivimite ja vulkaanide poolt atmosfääri paisatavate alaoksüdeeritud gaaside orgaanilise aine oksüdeerimine. Ilma hapnikuta ei toimuks surnud orgaanilise aine lagunemist.
Süsinikdioksiidi roll atmosfääris on äärmiselt suur. See satub atmosfääri põlemisprotsesside, elusorganismide hingamise ja lagunemise tulemusena ning on ennekõike peamine ehitusmaterjal orgaanilise aine tekkeks fotosünteesi käigus. Lisaks on suur tähtsus süsihappegaasi võimel edastada lühilainelist päikesekiirgust ja neelata osa termilisest pikalainelisest kiirgusest, mis tekitab nn kasvuhooneefekti, millest tuleb juttu allpool.
Samuti mõjutavad atmosfääri protsessid, eriti stratosfääri soojusrežiim osoon. See gaas toimib päikese ultraviolettkiirguse loomuliku neelajana ja päikesekiirguse neeldumine põhjustab õhu kuumenemist. Atmosfääri koguosoonisisalduse igakuised keskmised väärtused varieeruvad olenevalt laiuskraadist ja aastaajast vahemikus 0,23-0,52 cm (see on osoonikihi paksus maapinna rõhul ja temperatuuril). Osoonisisaldus suureneb ekvaatorilt poolustele ja aastane tsükkel, mille miinimum on sügisel ja maksimum on kevadel.
Atmosfääri iseloomulikuks omaduseks on see, et peamiste gaaside (lämmastik, hapnik, argoon) sisaldus muutub veidi kõrgusega: 65 km kõrgusel on atmosfääris lämmastikusisaldus 86%, hapniku - 19, argooni - 0,91 , 95 km kõrgusel - lämmastik 77, hapnik - 21,3, argoon - 0,82%. Atmosfääriõhu koostise püsivus vertikaalselt ja horisontaalselt säilib selle segunemisega.
Lisaks gaasidele sisaldab õhk veeaur Ja tahked osakesed. Viimased võivad olla nii loodusliku kui ka kunstliku (antropogeense) päritoluga. Need on õietolm, pisikesed soolakristallid, teetolm ja aerosoollisandid. Kui päikesekiired aknast läbi tungivad, on neid palja silmaga näha.
Eriti palju on tahkete osakeste osakesi linnade ja suurte tööstuskeskuste õhus, kus aerosoolidele lisatakse kütuse põlemisel tekkivaid kahjulikke gaase ja nende lisandeid.
Aerosoolide kontsentratsioon atmosfääris määrab õhu läbipaistvuse, mis mõjutab Maa pinnale jõudvat päikesekiirgust. Suurimad aerosoolid on kondensatsioonituumad (alates lat. kondensatsioon- tihendamine, paksenemine) - aitavad kaasa veeauru muutumisele veepiiskadeks.
Veeauru tähtsuse määrab eelkõige see, et see aeglustab pikalainelist soojuskiirgust maapinnalt; kujutab endast suurte ja väikeste niiskustsüklite peamist lüli; suurendab õhutemperatuuri veekihtide kondenseerumisel.
Veeauru hulk atmosfääris on ajas ja ruumis erinev. Seega on veeauru kontsentratsioon maapinnal vahemikus 3% troopikas kuni 2-10 (15)% Antarktikas.
Keskmine veeauru sisaldus atmosfääri vertikaalsambas parasvöötme laiuskraadidel on umbes 1,6-1,7 cm (see on kondenseerunud veeauru kihi paksus). Teave veeauru kohta atmosfääri erinevates kihtides on vastuoluline. Eeldati näiteks, et kõrgusvahemikus 20–30 km suureneb eriniiskus kõrgusega tugevalt. Hilisemad mõõtmised näitavad aga stratosfääri suuremat kuivust. Ilmselt sõltub stratosfääri eriniiskus kõrgusest vähe ja on 2-4 mg/kg.
Veeaurusisalduse varieeruvus troposfääris on määratud aurustumise, kondenseerumise ja horisontaalse transpordi protsesside koosmõjuga. Veeauru kondenseerumise tagajärjel tekivad pilved ning sademeid sajab vihma, rahe ja lumena.
Vee faasisiirde protsessid toimuvad valdavalt troposfääris, mistõttu stratosfääris (kõrgustel 20-30 km) ja mesosfääris (mesopausi lähedal) on suhteliselt harva vaadeldavad pilved, mida nimetatakse pärlmutter- ja hõbedaseks, samas kui troposfääri pilvi. sageli katavad umbes 50% kogu Maa pinnast.pindadest.
Õhus sisalduva veeauru hulk sõltub õhutemperatuurist.
1 m 3 õhku temperatuuril -20 ° C ei tohi sisaldada rohkem kui 1 g vett; temperatuuril 0 ° C - mitte rohkem kui 5 g; temperatuuril +10 ° C - mitte rohkem kui 9 g; temperatuuril +30 ° C - mitte rohkem kui 30 g vett.
Järeldus: Mida kõrgem on õhutemperatuur, seda rohkem veeauru see võib sisaldada.
Õhk võib olla rikas Ja ei ole küllastunud veeaur. Seega, kui temperatuuril +30 °C sisaldab 1 m 3 õhku 15 g veeauru, ei ole õhk veeauruga küllastunud; kui 30 g - küllastunud.
Absoluutne niiskus on veeauru kogus, mis sisaldub 1 m3 õhus. Seda väljendatakse grammides. Näiteks kui öeldakse "absoluutne õhuniiskus on 15", tähendab see, et 1 ml sisaldab 15 g veeauru.
Suhteline niiskus- see on 1 m 3 õhu tegeliku veeauru sisalduse suhe (protsentides) veeauru kogusesse, mida antud temperatuuril võib sisaldada 1 m L. Näiteks kui raadio edastab ilmateate, et suhteline õhuniiskus on 70%, tähendab see, et õhk sisaldab 70% veeaurust, mida sellel temperatuuril suudab hoida.
Mida suurem on suhteline õhuniiskus, s.t. Mida lähemal on õhk küllastusseisundile, seda tõenäolisem on sademed.
Ekvatoriaalvööndis on alati kõrge (kuni 90%) suhteline õhuniiskus, kuna seal püsib aastaringselt kõrge õhutemperatuur ja ookeanide pinnalt toimub suur aurumine. Suhteline õhuniiskus on samuti kõrge polaaraladel, kuid seetõttu, et madalatel temperatuuridel muudab õhu küllastunud või küllastunud lähedaseks isegi väike kogus veeauru. Parasvöötme laiuskraadidel on suhteline õhuniiskus aastaaegade lõikes erinev – talvel on see kõrgem, suvel madalam.
Kõrbete suhteline õhuniiskus on eriti madal: 1 m 1 õhus on seal kaks kuni kolm korda vähem veeauru kui antud temperatuuril on võimalik.
Suhtelise õhuniiskuse mõõtmiseks kasutatakse hügromeetrit (kreeka keelest hygros - märg ja metreco - ma mõõdan).
Küllastunud õhk ei suuda jahutamisel säilitada sama palju veeauru, see pakseneb (kondenseerub), muutudes udupiiskadeks. Selgel jahedal ööl võib suvel täheldada udu.
Pilved- see on sama udu, kuid see ei moodustu mitte maapinnal, vaid teatud kõrgusel. Kui õhk tõuseb, see jahtub ja selles olev veeaur kondenseerub. Saadud pisikesed veepiisad moodustavad pilved.
Pilvede moodustumine hõlmab ka tahked osakesed hõljuvad troposfääris.
Pilved võivad olla erineva kujuga, mis sõltuvad nende tekketingimustest (tabel 14).
Madalaimad ja raskeimad pilved on kihtsajupilved. Need asuvad maapinnast 2 km kõrgusel. 2–8 km kõrgusel on näha maalilisemaid rünkpilvi. Kõige kõrgemad ja heledamad on rünkpilved. Need asuvad maapinnast 8–18 km kõrgusel.
|
Pered |
Pilvede tüübid |
Välimus |
|
A. Ülemised pilved - üle 6 km |
I. Cirrus |
Niiditaoline, kiuline, valge |
|
II. Tsirrocumulus |
Väikeste helveste ja lokkide kihid ja servad, valged |
|
|
III. Cirrostratus |
Läbipaistev valkjas loor |
|
|
B. Keskmise taseme pilved - üle 2 km |
IV. Altocumulus |
Valge ja halli värvi kihid ja servad |
|
V. Altostratifitseeritud |
Piimjashalli värvi sile loor |
|
|
B. Madalad pilved - kuni 2 km |
VI. Nimbostratus |
Tahke vormitu hall kiht |
|
VII. Stratocumulus |
Halli värvi mitteläbipaistvad kihid ja servad |
|
|
VIII. Kihiline |
Läbipaistmatu hall loor |
|
|
D. Vertikaalse arengu pilved – alumisest kuni ülemise astmeni |
IX. Cumulus |
Klubid ja kuplid on säravvalged, tuule käes rebenenud servadega |
|
X. Cumulonimbus |
Tumeda pliivärvi võimsad kummulikujulised massid |
Atmosfääri kaitse
Peamised allikad on tööstusettevõtted ja autod. Suurtes linnades on gaasireostuse probleem peamistel transporditeedel väga terav. Seetõttu on paljudes suurtes linnades üle maailma, sealhulgas meie riigis, kasutusele võetud sõidukite heitgaaside mürgisuse keskkonnakontroll. Asjatundjate sõnul võivad õhus leiduv suits ja tolm vähendada päikeseenergiaga varustamist maapinnale poole võrra, mis toob kaasa looduslike tingimuste muutumise.
Päikese siseehitusega tutvumiseks teeme nüüd mõttelise teekonna tähe keskpunktist selle pinnale. Kuidas aga määrata Päikese maakera temperatuuri ja tihedust erinevatel sügavustel? Kuidas saame teada, millised protsessid Päikese sees toimuvad?
Selgub, et enamikku tähtede füüsikalisi parameetreid (ka meie Päike on täht!) ei mõõdeta, vaid arvutatakse teoreetiliselt arvutite abil. Selliste arvutuste lähtepunktiks on vaid mõned tähe üldised omadused, näiteks selle mass, raadius, aga ka selle pinnal valitsevad füüsikalised tingimused: temperatuur, atmosfääri ulatus ja tihedus jms. Tähe (eriti Päikese) keemiline koostis määratakse spektraalselt. Ja nende andmete põhjal loob teoreetiline astrofüüsik Päikese matemaatilise mudeli. Kui selline mudel vastab vaatlustulemustele, siis võib seda pidada üsna heaks lähenduseks tegelikkusele. Ja me, tuginedes sellisele mudelile, proovime ette kujutada suure tähe kõiki eksootilisi sügavusi.
Päikese keskosa nimetatakse selle tuumaks. Päikese tuuma sees olev aine on äärmiselt kokkusurutud. Selle raadius on ligikaudu 1/4 Päikese raadiusest ja ruumala 1/45 (veidi üle 2%) Päikese kogumahust. Sellegipoolest on tähe tuumasse pakitud peaaegu pool päikese massist. See sai võimalikuks tänu päikeseaine väga kõrgele ionisatsiooniastmele. Tingimused on seal täpselt samad, mis on vajalikud termotuumareaktori tööks.Tuum on hiiglaslik juhitav elektrijaam, kus toodetakse päikeseenergiat.
Olles liikunud Päikese keskpunktist ligikaudu 1/4 selle raadiusest, siseneme nn kiirgusenergia ülekandetsooni. Seda Päikese kõige ulatuslikumat sisemist piirkonda võib ette kujutada kui tuumakatla seinu, mille kaudu päikeseenergia aeglaselt välja lekib. Kuid mida lähemale Päikese pinnale, seda madalam on temperatuur ja rõhk. Selle tulemusena toimub aine keerisega segunemine ja energia ülekandmine toimub valdavalt aine enda poolt. Seda energiaülekande meetodit nimetatakse konvektsiooniks ja Päikese maa-alust kihti, kus see esineb, nimetatakse konvektiivtsooniks. Päikeseuurijad usuvad, et selle roll päikeseprotsesside füüsikas on erakordselt suur. Lõppude lõpuks saavad siit alguse päikeseaine ja magnetväljade erinevad liikumised.
Lõpuks oleme Päikese nähtaval pinnal. Kuna meie Päike on täht, kuum plasmapall, siis erinevalt Maast, Kuust, Marsist ja sarnastest planeetidest ei saa sellel olla reaalset pinda, mõistetuna selle sõna täies tähenduses. Ja kui me räägime Päikese pinnast, siis see mõiste on tinglik.
Päikese nähtavat helendavat pinda, mis asub otse konvektiivtsooni kohal, nimetatakse fotosfääriks, mis on kreeka keelest tõlgitud kui "valguskera".
Fotosfäär on 300-kilomeetrine kiht. Siit jõuab meieni päikesekiirgus. Ja kui me vaatame Päikest Maalt, on fotosfäär just see kiht, mis tungib meie nägemisse. Sügavamatest kihtidest kiirgus meieni enam ei jõua ja neid on võimatu näha.
Fotosfääri temperatuur tõuseb koos sügavusega ja on hinnanguliselt keskmiselt 5800 K.
Suurem osa Päikese optilisest (nähtavast) kiirgusest pärineb fotosfäärist. Siin on keskmine gaasitihedus väiksem kui 1/1000 meie sissehingatava õhu tihedusest ja temperatuur langeb fotosfääri välisserva lähenedes 4800 K. Vesinik jääb sellistes tingimustes peaaegu täielikult neutraalseks.
Astrofüüsikud peavad fotosfääri alust suure tähe pinnaks. Nad peavad fotosfääri ennast päikeseatmosfääri madalaimaks (sisemiseks) kihiks. Selle kohal on veel kaks kihti, mis moodustavad päikeseatmosfääri väliskihid – kromosfääri ja koroona. Ja kuigi nende kolme kihi vahel pole teravaid piire, tutvume nende peamiste eristavate tunnustega.
Fotosfääri kollakasvalgel valgusel on pidev spekter, see tähendab, et see näeb välja nagu pidev vikerkaareriba, mille värvid lähevad järk-järgult punasest violetseks. Kuid haruldase kromosfääri alumistes kihtides, nn temperatuuri miinimumi piirkonnas, kus temperatuur langeb 4200 K-ni, kogeb päikesevalgus neeldumist, mille tõttu tekivad päikesespektris kitsad neeldumisjooned. Neid nimetatakse Fraunhoferi joonteks, mis on nime saanud saksa optiku Joseph Frau ja Gopheri järgi, kes mõõtsid 1816. aastal hoolikalt 754 joone lainepikkusi.
Praeguseks on Päikese spektris registreeritud üle 26 tuhande erineva intensiivsusega tumedad jooned, mis tekivad "külmade" aatomite valguse neeldumise tõttu. Ja kuna igal keemilisel elemendil on oma iseloomulikud neeldumisjoonte komplekt, võimaldab see määrata selle olemasolu päikeseatmosfääri väliskihtides.
Päikese atmosfääri keemiline koostis on sarnane enamiku viimase paari miljardi aasta jooksul tekkinud tähtede omaga (mida nimetatakse teise põlvkonna tähtedeks). Võrreldes vanade taevakehadega (esimese põlvkonna tähed), sisaldavad need kümneid kordi rohkem raskeid elemente, see tähendab heeliumist raskemaid elemente. Astrofüüsikud usuvad, et rasked elemendid ilmusid esmakordselt tähtede plahvatuste ja võib-olla isegi galaktikate plahvatuste ajal toimunud tuumareaktsioonide tulemusena. Päikese tekkimise ajal oli tähtedevaheline keskkond juba üsna hästi raskete elementidega rikastatud (Päike ise ei tooda veel heeliumist raskemaid elemente). Kuid meie Maa ja teised planeedid kondenseerusid ilmselt samast gaasi- ja tolmupilvest nagu Päike. Seetõttu on võimalik, et meie päevavalguse keemilist koostist uurides uurime ka primaarse protoplanetaarse aine koostist.
Kuna päikeseatmosfääri temperatuur varieerub sõltuvalt kõrgusest, tekivad erinevate keemiliste elementide aatomid erinevatel tasanditel neeldumisjooned. See võimaldab uurida suure tähe erinevaid atmosfäärikihte ja määrata nende ulatust.
Fotosfääri kohal on haruldasem silp! Päikese atmosfäär, mida nimetatakse kromosfääriks, mis tähendab "värvilist kera". Selle heledus on mitu korda väiksem fotosfääri heledusest, nii et kromosfäär on nähtav ainult lühikeste minutite täieliku päikesevarjutuse ajal, nagu roosa rõngas Kuu tumeda ketta ümber. Kromosfääri punaka värvuse põhjustab vesinikkiirgus. Sellel gaasil on kõige intensiivsem spektrijoon - Ha - spektri punases piirkonnas ja eriti palju on vesinikku kromosfääris.
Päikesevarjutuste ajal saadud spektritest on selgelt näha, et vesiniku punane joon kaob ligikaudu 12 tuhande km kõrgusel fotosfäärist ja ioniseeritud kaltsiumi jooned lakkavad 14 tuhande km kõrgusel nägemast. Seda kõrgust peetakse kromosfääri ülemiseks piiriks. Temperatuuri tõustes temperatuur tõuseb, ulatudes kromosfääri ülemistes kihtides 50 000 K. Temperatuuri tõustes suureneb vesiniku ja seejärel heeliumi ionisatsioon.
Temperatuuri tõus kromosfääris on täiesti mõistetav. Nagu teada, väheneb päikeseatmosfääri tihedus kõrgusega kiiresti ja haruldane keskkond kiirgab vähem energiat kui tihe. Seetõttu soojendab Päikeselt tulev energia ülemist kromosfääri ja selle kohal asuvat krooni.
Praegu jälgivad heliofüüsikud spetsiaalsete instrumentide abil kromosfääri mitte ainult päikesevarjutuste ajal, vaid ka igal selgel päeval. Täieliku päikesevarjutuse ajal näete päikeseatmosfääri kõige välimist kihti - krooni - õrna pärlmutterhõbedast kuma, mis ulatub ümber varjutatud Päikese. Krooni koguheledus on umbes miljondik Päikese valgusest või pool täiskuu valgusest.
Päikese kroon on väga haruldane plasma, mille temperatuur on ligi 2 miljonit K. Koronaalse aine tihedus on sadu miljardeid kordi väiksem kui õhu tihedus Maa pinna lähedal. Sellistes tingimustes ei saa keemiliste elementide aatomid olla neutraalses olekus: nende kiirus on nii suur, et vastastikuste kokkupõrgete käigus kaotavad nad peaaegu kõik oma elektronid ja ioniseeritakse korduvalt. Seetõttu koosneb päikesekroon peamiselt prootonitest (vesiniku aatomituumadest), heeliumi tuumadest ja vabadest elektronidest.
Koroona erakordselt kõrge temperatuur muudab selle materjalist võimsaks ultraviolett- ja röntgenkiirguse allikaks. Nendes elektromagnetilise spektri vahemikes toimuvate vaatluste tegemiseks kasutatakse, nagu teada, spetsiaalseid ultraviolett- ja röntgenteleskoope, mis on paigaldatud kosmoselaevadele ja orbitaalteaduslikele jaamadele.
Raadiomeetodite abil (päikesekoroon kiirgab intensiivselt detsimeetri- ja meetriraadiolaineid) "vaadatakse" koronakiiri päikeseketta servast kuni 30 päikeseraadiuse kaugusele. Päikesest kaugenedes väheneb krooni tihedus väga aeglaselt ja selle ülemine kiht suubub avakosmosesse. Nii tekib päikesetuul.
Ainult tänu kehakeste lendumisele väheneb Päikese mass iga sekundiga mitte vähem kui 400 tuhande tonni võrra.
Päikesetuul puhub läbi kogu meie planeedisüsteemi ruumi. Selleks ajaks ulatub algkiirus üle 1000 km/s, kuid seejärel väheneb see aeglaselt. Maa orbiidil on tuule keskmine kiirus umbes 400 km/s. Ohm pühib oma teel minema kõik planeetide ja komeetide eralduvad gaasid, väikseimad meteoorilised tolmuosakesed ja isegi madala energiaga galaktikate kosmiliste kiirte osakesed, kandes kogu selle “prügi” planeedisüsteemi äärealadele. Piltlikult öeldes tundub, et supleme suure tähe kroonis...
Linnutee – Shasha galaktika
Päikese atmosfäär – fotosfäär
Fotosfäär
- Päikese atmosfäär algab 200-300 km sügavamal kui päikeseserva nähtav serv. Neid atmosfääri sügavaimaid kihte nimetatakse fotosfääriks. Kuna fotosfääri paksus ei ole suurem kui üks kolmetuhandik Päikese raadiusest, nimetatakse fotosfääri mõnikord kokkuleppeliselt Päikese pinnaks.
Gaaside tihedus fotosfääris on ligikaudu sama kui Maa stratosfääris ja sadu kordi väiksem kui Maa pinnal. Fotosfääri temperatuur langeb 8000 K-lt 300 km sügavusel ülemistes kihtides 4000 K-ni. Keskmise kihi, mille kiirgust me tajume, temperatuur on umbes 6000 K. Sellistes tingimustes lagunevad peaaegu kõik gaasimolekulid üksikuteks aatomiteks. Ainult fotosfääri ülemistes kihtides säilib suhteliselt vähe lihtsaid molekule ja radikaale, nagu H2, OH ja CH.
Päikese atmosfääris mängib erilist rolli negatiivne vesinikuioon, mida maakeral looduses ei leidu, mis on kahe elektroniga prooton. See ebatavaline ühend esineb fotosfääri õhukeses välimises ja külmimas kihis, kui negatiivselt laetud vabad elektronid, mida varustavad kaltsiumi, naatriumi, magneesiumi, raua ja teiste metallide kergesti ioniseeruvad aatomid, "kleepuvad" neutraalsete vesinikuaatomite külge. Tekkides eraldavad negatiivsed vesinikuioonid suurema osa nähtavast valgusest. Ioonid neelavad ahnelt seda sama valgust, mistõttu atmosfääri läbipaistmatus suureneb kiiresti sügavusega. Seetõttu tundub Päikese nähtav serv meile väga terav.
Peaaegu kõik meie teadmised Päikese kohta põhinevad selle spektri uurimisel – kitsal mitmevärvilisel ribal, mis sarnaneb vikerkaarega. Esimest korda, asetades prisma päikesekiire teele, sai Newton sellise triibu ja hüüdis: "Spekter!"(Ladina spekter - "nägemine"). Hiljem märgati Päikese spektris tumedaid jooni, mida peeti värvide piirideks.
Suure suurendusega teleskoobis saate jälgida fotosfääri peeneid detaile: see kõik näib olevat täis väikeste heledate teradega - graanulitega, mida eraldab kitsaste tumedate radade võrgustik. Granuleerimine on tingitud soojemate gaasivoogude segunemisest, mis tõusevad ja külmemad laskuvad. Temperatuuride erinevus nende vahel väliskihtides on suhteliselt väike (200-300 K), kuid sügavamal, konvektiivtsoonis, on see suurem ja segunemine toimub palju intensiivsemalt. Konvektsioon Päikese väliskihtides mängib atmosfääri üldise struktuuri määramisel tohutut rolli. Lõppkokkuvõttes on päikese aktiivsuse kõikvõimalike ilmingute põhjuseks just konvektsioon, mis tuleneb keerulisest koostoimest päikese magnetväljadega. Magnetväljad osalevad kõigis Päikese protsessides. Mõnikord tekivad Päikese atmosfääri väikeses piirkonnas kontsentreeritud magnetväljad, mis on mitu tuhat korda tugevamad kui Maal. Ioniseeritud plasma on hea juht, see ei saa liikuda üle tugeva magnetvälja magnetiliste induktsioonijoonte. Seetõttu on sellistes kohtades kuumade gaaside segunemine ja tõus altpoolt pärsitud ning tekib tume ala - päikeselaik. Pimestava fotosfääri taustal tundub see täiesti must, kuigi tegelikkuses on selle heledus vaid kümme korda nõrgem.
Aja jooksul muutuvad laikude suurus ja kuju suuresti. Olles ilmunud vaevumärgatava punkti - poori kujul, suurendab laik järk-järgult oma suurust mitmekümne tuhande kilomeetrini. Suured laigud koosnevad reeglina tumedast osast (südamikust) ja vähem tumedast osast - poolvarrastest, mille struktuur annab laigule keerise välimuse. Laike ümbritsevad fotosfääri heledamad alad, mida nimetatakse faculae'iks või valgusväljadeks.
Fotosfäär läheb järk-järgult päikeseatmosfääri haruldasematesse väliskihtidesse – kromosfääri ja koroonasse.
Päikese atmosfäär – kromosfäär
Kromosfäär
(Kreeka keeles "värvisfäär") on nime saanud selle punakasvioletse värvi järgi. Täieliku päikesevarjutuse ajal on see nähtav räbaldunud heleda rõngana ümber Kuu musta ketta, mis äsja varjutas Päikese. Kromosfäär on väga heterogeenne ja koosneb peamiselt piklikest piklikest keeltest (spiculitest), mis annab sellele põleva rohu välimuse. Nende kromosfääri jugade temperatuur on kaks kuni kolm korda kõrgem kui fotosfääris ja tihedus on sadu tuhandeid kordi väiksem. Kromosfääri kogupikkus on 10-15 tuhat kilomeetrit.
Temperatuuri tõusu kromosfääris seletatakse konvektiivtsoonist sinna tungivate lainete ja magnetväljade levimisega. Aine kuumutatakse umbes samamoodi, nagu oleks see hiiglaslikus mikrolaineahjus. Osakeste soojusliikumise kiirus suureneb, nendevahelised kokkupõrked sagenevad ja aatomid kaotavad oma välised elektronid: ainest saab kuum ioniseeritud plasma. Need samad füüsikalised protsessid hoiavad ka päikeseatmosfääri kõige välimiste kihtide, mis asuvad kromosfääri kohal, ebatavaliselt kõrget temperatuuri.
Tihtipeale võib päikesevarjutuste ajal (ja spetsiaalsete spektriinstrumentide abil – ja varjutust ootamata) jälgida Päikese pinna kohal veidra kujuga “purskkaeve”, “pilvi”, “lehtreid”, “põõsaid”, “kaaresid” ja muud eredalt helendavad moodustised kromosfääri ainetest. Need võivad olla paigal või aeglaselt muutuvad, ümbritsetud siledatest kõveratest joadest, mis voolavad kromosfääri sisse või sealt välja, tõustes kümneid ja sadu tuhandeid kilomeetreid. Need on päikese atmosfääri kõige ambitsioonikamad moodustised - prominendid. Kui vaadelda vesinikuaatomite poolt kiiratava punase spektrijoonega, paistavad need päikeseketta taustal tumedate, pikkade ja kõverate filamentidena.
Väljaulatuvate osade tihedus ja temperatuur on ligikaudu samad kui kromosfääril. Kuid nad on selle kohal ja ümbritsetud kõrgemate, väga haruldaste päikeseatmosfääri ülemiste kihtidega. Prominentsed ei lange kromosfääri, sest nende ainet toetavad Päikese aktiivsete piirkondade magnetväljad.
Esmakordselt vaatlesid väljaspool varjutust aset leidnud esiletõstmise spektrit prantsuse astronoom Pierre Jansen ja tema inglise kolleeg Joseph Lockyer 1868. aastal. Spektroskoopi pilu on paigutatud nii, et see lõikub Päikese servaga ja kui prominent on asub selle lähedal, siis on näha selle kiirgusspekter. Suunates pilu prominentsi või kromosfääri erinevatesse osadesse, on võimalik neid osade kaupa uurida. Prominentide spekter, nagu kromosfäär, koosneb eredatest joontest, peamiselt vesinikust, heeliumist ja kaltsiumist. Teiste keemiliste elementide emissioonijooned on samuti olemas, kuid need on palju nõrgemad.
Mõned prominentid, mis on püsinud pikka aega ilma märgatavate muutusteta, näivad äkki plahvatavat ja nende aine paiskub planeetidevahelisse ruumi kiirusega sadu kilomeetreid sekundis. Ka kromosfääri välimus muutub sageli, mis näitab selle koostises olevate gaaside pidevat liikumist.
Mõnikord toimub Päikese atmosfääri väga väikestel aladel midagi plahvatustele sarnast. Need on nn kromosfäärilised põletused (kõige võimsamad plahvatuslaadsed protsessid, mis võivad kesta vaid paar minutit, kuid selle aja jooksul eraldub energiat, mis mõnikord ulatub 10 25 J-ni). Tavaliselt kestavad need mitukümmend minutit. Vesiniku, heeliumi, ioniseeritud kaltsiumi ja mõnede teiste elementide spektrijoonte sähvatustel suureneb kromosfääri eraldiseisva lõigu kuma järsku kümneid kordi. Ultraviolett- ja röntgenkiirgus suureneb eriti tugevalt: mõnikord on selle võimsus mitu korda suurem kui Päikese kogukiirgusvõimsus selles spektri lühilainepiirkonnas enne sähvatust.
Laigud, faculae, prominentsed, kromosfäärisähvatused – kõik need on päikese aktiivsuse ilmingud. Aktiivsuse suurenedes suureneb nende moodustiste arv Päikesel.
Päikese atmosfäär – koroona
Kroon
- erinevalt fotosfäärist ja kromosfäärist on Päikese atmosfääri äärmisel osal tohutu ulatus: see ulatub miljoneid kilomeetreid, mis vastab mitmele päikeseraadiusele, ja selle nõrk jätk ulatub veelgi kaugemale.
Aine tihedus päikesekroonis väheneb kõrgusega palju aeglasemalt kui õhu tihedus Maa atmosfääris. Õhutiheduse vähenemise selle tõustes määrab Maa gravitatsioon. Päikese pinnal on gravitatsioonijõud palju suurem ja tundub, et selle atmosfäär ei tohiks olla kõrge. Tegelikkuses on see erakordselt ulatuslik. Järelikult on mõned jõud, mis toimivad Päikese külgetõmbe vastu. Need jõud on seotud aatomite ja elektronide tohutute liikumiskiirustega koroonas, mis on kuumutatud temperatuurini 1-2 miljonit kraadi!
Krooni on kõige parem jälgida päikesevarjutuse täieliku faasi ajal. Tõsi, selle paari minuti jooksul, mis see kestab, on väga raske visandada mitte ainult üksikuid detaile, vaid isegi krooni üldist välimust. Vaatleja silm hakkab alles äkilise hämarusega harjuma ning Kuu serva tagant esile kerkiv ere Päikesekiir kuulutab juba varjutuse lõppu. Seetõttu olid kogenud vaatlejate sama varjutuse ajal tehtud krooni visandid sageli väga erinevad. Isegi selle värvi ei olnud võimalik täpselt määrata.
Fotograafia leiutamine andis astronoomidele objektiivse ja dokumentaalse uurimismeetodi. Samas pole ka kroonist hea pildi saamine lihtne. Fakt on see, et selle Päikesele lähim osa, nn sisemine kroon, on suhteliselt hele, samas kui kaugele ulatuv välimine kroon paistab olevat väga kahvatu. Seega, kui välimine kroon on fotodel selgelt nähtav, osutub sisemine ülevalgustatuks ja fotodel, kus on näha sisemise krooni detailid, on välimine täiesti nähtamatu. Selle raskuse ületamiseks püüavad nad varjutuse ajal tavaliselt teha mitu koroonafotot korraga – suure ja väikese säriajaga. Või pildistatakse koroona, asetades fotoplaadi ette spetsiaalse “radiaalse” filtri, mis nõrgendab krooni heledate sisemiste osade rõngakujulisi tsoone. Sellistel fotodel saab selle struktuuri jälgida paljude päikeseraadiuste kaugusele.
Juba esimesed edukad fotod võimaldasid tuvastada koroonas suure hulga detaile: koronakiiri, igasuguseid “kaare”, “kiivreid” ja muid keerukaid moodustisi, mis on selgelt seotud aktiivsete piirkondadega.
Krooni peamine omadus on selle särav struktuur. Koronaalsed kiired on väga erineva kujuga: mõnikord on nad lühikesed, mõnikord pikad, mõned kiired on sirged ja mõnikord on nad tugevalt kõverad. Aastal 1897 avastas Pulkovo astronoom Aleksei Pavlovitš Gansky, et päikesekrooni üldilme muutub perioodiliselt. Selgus, et see on tingitud päikese aktiivsuse 11-aastasest tsüklist.
11-aastase perioodiga muutuvad nii päikesekrooni üldine heledus kui ka kuju. Maksimaalsete päikeselaikude ajastul on see suhteliselt ümara kujuga. Mööda Päikese raadiust suunatud otseseid koronaalseid kiiri vaadeldakse nii Päikese ekvaatoril kui ka polaaraladel. Kui päikeselaike on vähe, tekivad koronaalkiired ainult ekvatoriaal- ja kesklaiuskraadidel. Krooni kuju muutub piklikuks. Poolustel tekivad iseloomulikud lühikesed kiired, nn polaarharjad. Samal ajal väheneb krooni üldine heledus. See koroona huvitav omadus on ilmselt seotud päikeselaikude eelistatud moodustumise tsooni järkjärgulise liikumisega 11-aastase tsükli jooksul. Pärast miinimumi hakkavad 30-40° laiuskraadidel tekkima laigud mõlemal pool ekvaatorit. Seejärel langeb laikude tekkevöönd järk-järgult ekvaatori poole.
Hoolikad uuringud on võimaldanud tuvastada, et krooni struktuuri ja päikeseatmosfääri üksikute moodustiste vahel on teatav seos. Näiteks eredaid ja otseseid koronaalkiiri jälgitakse tavaliselt päikeselaikude ja fakulaatide kohal. Naaberkiired painduvad nende suunas. Koronaalsete kiirte põhjas suureneb kromosfääri heledus. Seda piirkonda nimetatakse tavaliselt põnevil. See on kuumem ja tihedam kui naaberpiirkonnad, erutumata alad. Päikeselaikude kohal koroonas täheldatakse eredaid kompleksmoodustisi. Väljaulatuvaid kohti ümbritsevad sageli ka koronaalse aine kestad.
Koroon osutus ainulaadseks looduslikuks laboriks, kus saab ainet vaadelda kõige ebatavalisemates ja kättesaamatumates tingimustes Maal.
19.-20. sajandi vahetusel, mil plasmafüüsikat tegelikult veel ei eksisteerinud, tundusid koroona vaadeldud tunnused seletamatu mõistatusena. Seega on võra värv üllatavalt sarnane Päikesele, justkui peegeldub selle valgus peegelpildis. Sel juhul aga kaovad sisemises kroonis täielikult päikesespektrile iseloomulikud Fraunhoferi jooned. Nad ilmuvad uuesti kaugele Päikese servast, väliskroonist, kuid on juba väga nõrgad. Lisaks on krooni valgus polariseeritud: tasapinnad, milles valguslained võnkuvad, paiknevad peamiselt päikeseketta puutujaga. Päikesest kaugenedes polariseeritud kiirte osakaal esmalt suureneb (peaaegu kuni 50%) ja seejärel väheneb. Lõpuks ilmuvad krooni spektrisse eredad emissioonijooned, mis kuni peaaegu 20. sajandi keskpaigani. ei olnud võimalik tuvastada ühegi teadaoleva keemilise elemendiga.
Selgus, et kõigi nende krooni omaduste peamine põhjus on väga haruldase gaasi kõrge temperatuur. Üle 1 miljoni kraadise temperatuuri juures ületavad vesinikuaatomite keskmised kiirused 100 km/s, vabade elektronide puhul on need 40 korda suuremad. Sellistel kiirustel, hoolimata aine tugevast hõrenemisest (ainult 100 miljonit osakest kuupsentimeetri kohta, mis on 100 miljardit korda haruldasem kui õhk Maal!), on aatomite kokkupõrked, eriti elektronidega, suhteliselt sagedased. Elektronide kokkupõrke jõud on nii suur, et kergete elementide aatomid on peaaegu täielikult ilma kõigist nende elektronidest ja neist jäävad alles vaid “paljad” aatomituumad. Raskemad elemendid säilitavad oma sügavaima elektronkihi, muutudes tugevalt ioniseerituks.
Niisiis, koronaalgaas on tugevalt ioniseeritud plasma; see koosneb paljudest erinevate keemiliste elementide positiivselt laetud ioonidest ja veidi suuremast arvust vabadest elektronidest, mis tekivad vesinikuaatomite (igaüks üks elektron), heeliumiaatomite (igaüks kaks elektroni) ja raskemate aatomite ioniseerimisel. Kuna liikuvad elektronid mängivad sellises gaasis peamist rolli, nimetatakse seda sageli elektrongaasiks, kuigi see eeldab sellise arvu positiivsete ioonide olemasolu, mis tagaksid täielikult plasma kui terviku neutraalsuse.
Krooni valge värvus on tingitud tavalise päikesevalguse hajutamisest vabade elektronide poolt. Nad ei investeeri hajutamisel oma energiat: valguslainega ajas võnkudes muudavad nad vaid hajutatud valguse suunda, samal ajal seda polariseerides. Salapärased eredad jooned spektris tekivad ebatavalise kiirgusega, mis pärineb tugevalt ioniseeritud raua, argooni, nikli, kaltsiumi ja muude elementide aatomitest, mis tekivad ainult tugeva harvendamise tingimustes. Lõpuks on neeldumisjooned välimises kroonis põhjustatud tähtedevahelises keskkonnas pidevalt esinevate tolmuosakeste hajumisest. Ja joone puudumine sisemises kroonis on tingitud asjaolust, et väga kiiresti liikuvate elektronide hajutamisel kogevad kõik valguskvandid nii olulisi sageduse muutusi, et isegi päikesespektri tugevad Fraunhoferi jooned on täielikult "hägusad".
Niisiis, Päikese kroon on selle atmosfääri kõige välimine osa, kõige õhem ja kuumim. Olgu lisatud, et see on ka meile kõige lähemal: selgub, et see ulatub Päikesest kaugele temalt pidevalt liikuva plasmajoa - päikesetuule kujul. Maa lähedal on selle kiirus keskmiselt 400-500 km/s, mõnikord ulatub peaaegu 1000 km/s. Levinud palju kaugemale Jupiteri ja Saturni orbiitidest moodustab päikesetuul hiiglasliku heliosfääri, mis piirneb veelgi haruldasema tähtedevahelise keskkonnaga.
Tegelikult elame meid ümbritsetuna päikesekroonist, kuigi meid kaitseb selle läbitungiva kiirguse eest usaldusväärne maa magnetvälja barjäär. Päikese aktiivsus mõjutab koroona kaudu paljusid Maal toimuvaid protsesse (geofüüsikalisi nähtusi).
Kuidas Päike Maad mõjutab
Päike valgustab ja soojendab meie planeeti, ilma selleta oleks elu sellel võimatu mitte ainult inimestel, vaid isegi mikroorganismidel. Päike on Maal toimuvate protsesside peamine (kuigi mitte ainus) mootor. Kuid Maa ei saa Päikeselt mitte ainult soojust ja valgust. Erinevat tüüpi päikesekiirgus ja osakeste vood mõjutavad tema elu pidevalt.
Päike saadab Maale elektromagnetlaineid kõigist spektri piirkondadest – alates mitmekilomeetristest raadiolainetest kuni gammakiirgusteni. Maa lähedusse jõuavad ka erineva energiaga laetud osakesed – nii kõrged, madalad kui ka keskmised. Lõpuks kiirgab Päike välja võimsa elementaarosakeste voo – neutriinosid. Viimase mõju maistele protsessidele on aga tühine: nende osakeste jaoks on maakera läbipaistev ja nad lendavad sellest vabalt läbi. Vaid väga väike osa planeetidevahelisest ruumist pärit laetud osakestest satub Maa atmosfääri (ülejäänud kalduvad kõrvale või viivitavad geomagnetvälja). Kuid nende energiast piisab, et tekitada aurorasid ja häireid meie planeedi magnetväljas.
Maa atmosfääris on elektromagnetilised häired rangelt valitud. See on läbipaistev ainult nähtavale valgusele ja lähedalasuvale ultraviolett- ja infrapunakiirgusele, samuti suhteliselt kitsas vahemikus (sentimeetritest meetriteni) raadiolainetele. Kogu muu kiirgus peegeldub või neeldub atmosfääris, soojendades ja ioniseerides selle ülemisi kihte.
Röntgenikiirguse ja kõvade ultraviolettkiirte neeldumine algab 300-350 km kõrgusel; Samadel kõrgustel peegelduvad kõige pikemad kosmosest tulevad raadiolained. Kromosfääri rakettide päikese röntgenkiirguse tugevate purskete ajal tungivad röntgenikvandid Maa pinnast 80–100 km kõrgusele, ioniseerivad atmosfääri ja põhjustavad lühilaine side katkestusi.
 |
| Tumedad kurjakuulutava välimusega alad päikeseketta vasakul küljel on nn koronaavad. Neid pinnast kõrgemal asuvaid piirkondi, kus päikese magnetvälja jooned ulatuvad planeetidevahelisse ruumi, iseloomustab madal rõhk. Koronaalseid auke on satelliitidelt intensiivselt uuritud alates 1960. aastatest ultraviolett- ja röntgenikiirguses. Teadaolevalt on need intensiivse päikesetuule allikad, mis koosnevad aatomitest ja elektronidest, mis lendavad Päikesest eemale mööda avatud magnetvälja jooni. |
| MEIE PÄIKE |
Pehme (pikalaineline) ultraviolettkiirgus võib tungida veelgi sügavamale, see neeldub 30-35 km kõrgusel. Siin purustavad ultraviolettkvandid hapnikumolekulid aatomiteks, millele järgneb osooni moodustumine. See loob "osooniekraani", mis ei ole ultraviolettkiirgusele läbipaistev, kaitstes elu Maal surmavate kiirte eest. Maapinnale jõuab pikima lainepikkusega ultraviolettkiirguse neeldumata osa. Just need kiired panevad inimesi päevitama.
Nähtavas piirkonnas olev kiirgus neeldub nõrgalt. Kuid atmosfäär hajutab seda ka pilvede puudumisel ja osa sellest naaseb planeetidevahelisse ruumi. Pilved, mis koosnevad veepiiskadest ja tahketest osakestest, suurendavad oluliselt päikesekiirguse peegeldust. Selle tulemusena jõuab keskmiselt umbes pool Maa atmosfääri piirile langevast valgusest planeedi pinnale.
Päikeseenergia kogust, mis langeb 1 ruutmeetri suurusele pinnale, mis on paigutatud Maa atmosfääri piiril päikesekiirtega risti, nimetatakse päikesekonstandiks. Seda on Maalt väga raske mõõta ja seetõttu olid enne kosmoseuuringute algust leitud väärtused väga ligikaudsed. Väikesed kõikumised (kui need tõesti eksisteerisid) olid ilmselgelt mõõtmiste ebatäpsusse "uppunud". Ainult spetsiaalse kosmoseprogrammi rakendamine päikesekonstandi määramiseks võimaldas leida selle usaldusväärse väärtuse. Viimastel andmetel on see 0,5% täpsusega 1370 W/m2. Üle 0,2% kõikumisi mõõtmiste käigus ei tuvastatud.
Maal neelavad kiirgust maismaa ja ookeanid. Kuumutatud maapind kiirgab omakorda pikalainelises infrapunapiirkonnas. Sellise kiirguse jaoks on lämmastik ja hapnik atmosfääris läbipaistvad. Kuid veeaur ja süsihappegaas neelavad seda ahnelt. Tänu nendele väikestele komponentidele hoiab õhukest soojust. See on atmosfääri kasvuhooneefekt. Üldiselt valitseb päikeseenergia Maale jõudmise ja planeedile langevate kadude vahel tasakaal: nii palju kui sisse tuleb, nii palju kulutatakse. Vastasel juhul tõuseks või langeks maapinna temperatuur koos atmosfääriga pidevalt.
- kõik päikese aktiivsuse nähtused on seotud magnetvälja tekkimisega Päikese pinnal. Juba esimesed Zeemani efekti mõõtmised, mis tehti 20. sajandi alguses, näitasid, et päikeselaikudes olevaid põlde iseloomustab tugevus suurusjärgus mitu tuhat oerstedi ja sellised väljad tekivad 20 000 km läbimõõduga aladel. . Tänapäevased instrumendid Päikese väljade mõõtmiseks võimaldavad mõõta mitte ainult väljatugevust 1 Oe täpsusega, vaid hinnata ka magnetvälja tugevuse vektori kaldenurki. Näiteks on leitud, et faculae on alad, mille väljad on 5-300 Oe. Päikeselaikude varjus ulatuvad põllud 1000-4500 Oe. Päikeselaigu keskmes on väli suunatud ülespoole, piki raadiust. Päikesest, kuid perifeeria suunas selle kalle suureneb ja poolumbras on väli peaaegu paralleelne päikese pinnaga. Põld on koondunud eraldi kimpudesse.
 |
| Päike on väga rahutu. See valevärviline pilt näitab aktiivset piirkonda, mis asub Päikese ketta servas. Kuum plasma pääseb päikese fotosfäärist välja ja liigub mööda magnetvälja jooni. Väga kuumad alad on tähistatud punasega, mis näitab, et mõned magnetvälja silmused kannavad kuumemat materjali kui teised aasad. Magnetvälja aasad on väga suured, nii et Maa mahuks kergesti nende sisse. |
 |
| MEIE PÄIKE |
Keskmine väli päikesepinnal on suurusjärgus 1 Oe; see koosneb ilmselt üksikutest rakkudest, mille piiridel on 10 Oe. Sellist välja täheldatakse Päikese pooluste lähedal, samas kui madalatel laiuskraadidel häirivad seda sageli aktiivsete piirkondade tugevad väljad. Need tugevad lokaalsed väljad ei häiri mitte ainult fotosfääri, vaid tungivad ka väliskihtidesse. Kromosfääris täppide umbra kohal võib nende suurus ulatuda 1000 Oe-ni, pool- ja faculae kohal 100 Oe. Kaudsed andmed näitavad, et aktiivse piirkonna kohal olevad väljad kroonis on 10-0,1 Oe Seega on aktiivne piirkond (ehk keskpunkt) aktiivsus) identifitseeritakse suurenenud magnetvälja tugevusega kohaga. Aktiivse piirkonna alumine alus - fakulaadid ja laigud - asub fotosfääris. Ülemine osa ilmub kromosfäärilise kihina (flokulina) ja koroonas - koronaalse kondensatsioonina.
Kõige sagedamini iseloomustavad aktiivseid piirkondi kaks vastupidise polaarsusega poolust - nn. bipolaarsed keskused, kuigi leidub nii multipolaarseid kui ka unipolaarseid piirkondi. Vastandpolaarsusega poolused on ühendatud kuni 30 000 km pikkuste ja kuni 5000 km kõrguste kaaresüsteemiga. Kaarte tipud tõusevad aeglaselt ja pooluste lähedal voolab gaas alla fotosfääri suunas.
Omapärane on aktiivse piirkonna areng ajas. Magnetvälja tugevnedes ilmub fotosfääri tõrvik, mis suurendab järk-järgult selle pindala ja heledust. Umbes päeva pärast tekivad sellesse mitmed tumedad laigud – poorid, mis seejärel arenevad päikeselaikudeks. Piirkonna elu kümnendat – üheteistkümnendat päeva iseloomustavad kõige ägedamad protsessid kromosfääris ja koroonas. Sel juhul ulatub suurte päikeselaikude rühmade suurus 20 heliograafilist pikkuskraadi ja 10 laiuskraadi ehk 2400 km X 12 000 km. 1-3 kuu pärast kaovad laigud järk-järgult ja piirkonna kohal ripub hiiglaslik silmapaistvus. Kuue kuu või aasta pärast see piirkond kaob.
3000 Oe väljaga keskmise laigu puhul on magnetenergia vähemalt 10 korda suurem kui kineetiline energia. konvektiivsete liikumiste energia. Kuid konvektiivlahtris toimub horisontaalne liikumine, mis on risti välja suunaga. Väli takistab horisontaalset liikumist, mille tulemusena konvektsioon täppides oluliselt nõrgeneb. Konvektsiooni raskus põhjustab päikeselaikude piirkonda vähem energiat, kuna sügavates kihtides olev energia kandub üle konvektiivsete liikumiste kaudu. Tõenäoliselt on sellega seotud täppide madalam temperatuur ja “mustus”.
Päikeselaikude varjus (suurusega kuni 300 km ja keskmise elueaga 15-30 minutit) täheldatud graanulid viitavad tugevalt modifitseeritud konvektsiooni olemasolule. See seisneb siin selles, et kuuma gaasi üksikud elemendid tungivad täppidena piki välja fotosfääri kõrgustele. Seal nad laienevad, surudes koos väljaga kokku ümbritseva gaasi. Tihe gaas vajub, gaasi liikumised meenutavad üles-alla liikumist tihedalt asetsevates torudes, mille ristlõige on veidi erinev (st jõujoonte kerge deformatsiooniga). Paljudel muudel juhtudel - kui gaas liigub väljaulatuvates kohtades, koronaaalvõlvides, langevad gaasi liikumise trajektoorid kokku ka väljajoonte kulgemisega.
Välja mõju määr välisatmosfääri struktuurile sõltub nii pinnale tekkiva magnetvoo suurusest (1017-1022 μs) kui ka sellest, kui tugevalt see muutub kõrguse ja ajaga.
|
Fotosfääri, päikeseatmosfääri selle kihi, mida näeme läbi teleskoobi ja tajume silmaga pinnana, temperatuur on umbes 5800 C. Päikese minimaalse aktiivsuse perioodil on fotosfääri pind suhteliselt rahulik. Kõik tähele energiat andvad termotuumareaktsioonide keerised möllavad sügaval sees. Kuid uue tsükli algusega hakkab kõigi nende sisemiste protsesside energia läbi murdma. |
Programmi küsimused:
Päikese atmosfääri keemiline koostis;
Päikese pöörlemine;
Päikeseketta tumenemine serva suunas;
Päikese atmosfääri väliskihid: kromosfäär ja kroon;
Raadio- ja röntgenkiirgus Päikeselt.
Kokkuvõte:
Päikese atmosfääri keemiline koostis;
Nähtavas piirkonnas on päikesekiirgusel pidev spekter, mille vastu mitukümmend tuhat tumedat neeldumisjoont, nn. Fraunhofer. Pidev spekter saavutab suurima intensiivsuse sinakasrohelises osas, lainepikkustel 4300 - 5000 A. Mõlemal pool maksimumi spektri intensiivsus väheneb.
Atmosfäärivälised vaatlused on näidanud, et Päike kiirgab kiirgust spektri nähtamatutesse lühi- ja pikalainepiirkondadesse. Lühema lainepikkuse piirkonnas muutub spekter järsult. Pideva spektri intensiivsus väheneb kiiresti ja tumedad Fraunhoferi jooned asenduvad emissioonijoontega.
Päikese spektri tugevaim joon on ultraviolettpiirkonnas. See on vesiniku resonantsjoon L lainepikkusega 1216 A. Nähtavas piirkonnas on ioniseeritud kaltsiumi resonantsijooned H ja K kõige intensiivsemad. Nende intensiivsusega järgnevad Balmeri seeria vesiniku H , H , H esimesed read, seejärel naatriumi, magneesiumi, raua, titaani ja muude elementide resonantsjooned. Ülejäänud arvukad jooned on identifitseeritud umbes 70 teadaoleva keemilise elemendi spektriga D.I tabelist. Mendelejev. Nende joonte olemasolu Päikese spektris näitab vastavate elementide olemasolu päikese atmosfääris. Päikesel on kindlaks tehtud vesiniku, heeliumi, lämmastiku, süsiniku, hapniku, magneesiumi, naatriumi, raua, kaltsiumi ja muude elementide olemasolu.
Päikese domineeriv element on vesinik. See moodustab 70% Päikese massist. Järgmine on heelium - 29% massist. Ülejäänud elemendid kokku moodustavad veidi rohkem kui 1%.
Päikese pöörlemine
Päikeseketta üksikute tunnuste vaatlused, aga ka spektrijoonte nihke mõõtmised selle erinevates punktides näitavad päikeseaine liikumist ümber ühe päikese läbimõõdu, nn. pöörlemistelg Päike.
Tasapinda, mis läbib Päikese keskpunkti ja on risti pöörlemisteljega, nimetatakse Päikese ekvaatori tasapinnaks. See moodustab ekliptika tasandiga 7 0 15’ nurga ja lõikub Päikese pinnaga piki ekvaatorit. Nurka ekvaatoritasapinna ja Päikese keskpunktist selle pinna antud punktini tõmmatud raadiuse vahel nimetatakse nn. heliograafiline laiuskraad.
Päikese pöörlemise nurkkiirus väheneb ekvaatorist eemaldudes ja poolustele lähenedes.
Keskmiselt = 14º,4 - 2º,7 sin 2 B, kus B on heliograafiline laiuskraad. Nurkkiirust mõõdetakse pöördenurgaga päevas.
Ekvatoriaalpiirkonna sideerperiood on 25 päeva, pooluste lähedal 30 päeva. Maa pöörlemise tõttu ümber Päikese tundub selle pöörlemine olevat aeglasem ja võrdub vastavalt 27 ja 32 päevaga (sünoodiline periood).
Päikeseketta tumenemine serva suunas
Fotosfäär on päikeseatmosfääri põhiosa, milles tekib nähtav kiirgus, mis on pidev. Seega kiirgab see välja peaaegu kogu meile tuleva päikeseenergia. Fotosfäär on õhuke mitmesaja kilomeetri pikkune gaasikiht, mis on üsna läbipaistmatu. Fotosfäär on nähtav, kui vaadelda Päikest otse valges valguses selle näilise "pinna" kujul.
Päikeseketast vaadeldes on märgata selle tumenemist serva suunas. Keskmest eemaldudes väheneb heledus väga kiiresti. Seda efekti seletatakse asjaoluga, et fotosfääris tõuseb temperatuur sügavusega.
Päikeseketta erinevaid punkte iseloomustab nurk , mis moodustab vaatlusaluses kohas vaatejoone Päikese pinna normaaljoonega. Ketta keskel on see nurk 0 ja vaatejoon ühtib Päikese raadiusega. Serval = 90 ja vaatejoon libiseb mööda Päikese kihtide puutujat. Suurem osa teatud gaasikihi kiirgusest tuleb optilisel sügavusel 1 asuvalt tasandilt. Kui vaatejoon lõikub fotosfääri kihtidega suure nurga all, saavutatakse optiline sügavus1 väliskihtides, kus temperatuur on madalam. Selle tulemusena on päikeseketta servadest lähtuva kiirguse intensiivsus väiksem kui selle keskelt lähtuva kiirguse intensiivsus.
Päikeseketta heleduse vähenemist serva suunas saab esmalt esitada järgmise valemiga:
I () = I 0 (1 - u + cos),
kus I () on heledus punktis, kus vaatejoon moodustab nurga normaaliga, I 0 on ketta keskpunktist lähtuva kiirguse heledus, u on proportsionaalsuskoefitsient, olenevalt lainepikkus.
Fotosfääri visuaalsed ja fotograafilised vaatlused näitavad selle peent struktuuri, mis meenutab tihedalt asetsevaid rünkpilvi. Kergeid ümmargusi moodustisi nimetatakse graanuliteks ja kogu struktuuri nimetatakse granuleerimine. Graanulite nurkmõõtmed ei ole suuremad kui 1″ kaar, mis vastab 700 km-le. Iga üksik graanul eksisteerib 5-10 minutit, misjärel see laguneb ja selle asemele moodustuvad uued graanulid. Graanulid on ümbritsetud tumedate tühikutega. Aine tõuseb graanulites üles ja langeb nende ümber. Nende liikumiste kiirus on 1-2 km/s.
Granuleerimine on fotosfääri all asuva konvektiivtsooni ilming. Konvektiivses tsoonis toimub aine segunemine üksikute gaasimasside tõusu ja languse tulemusena.
Päikese väliskihtides konvektsiooni tekkimise põhjuseks on kaks olulist asjaolu. Ühest küljest tõuseb temperatuur vahetult fotosfääri all sügavuses väga kiiresti ja kiirgus ei suuda tagada kiirguse vabanemist sügavamatest kuumadest kihtidest. Seetõttu kannavad energiat edasi liikuvad ebahomogeensused ise. Teisest küljest osutuvad need ebahomogeensused sitkeks, kui neis olev gaas ei ole täielikult, vaid ainult osaliselt ioniseeritud.
Fotosfääri alumistesse kihtidesse sattudes gaas neutraliseerub ja ei suuda moodustada stabiilseid ebahomogeensusi. seetõttu konvektiivtsooni kõige ülemistes osades konvektiivsed liikumised aeglustuvad ja konvektsioon äkitselt peatub. Fotosfääri võnkumised ja häired tekitavad akustilisi laineid. Konvektiivtsooni välimised kihid kujutavad endast omamoodi resonaatorit, milles 5-minutilisi võnkumisi ergastatakse seisulainetena.
Päikese atmosfääri väliskihid: kromosfäär ja kroon
Aine tihedus fotosfääris väheneb kiiresti kõrgusega ja välimised kihid on väga haruldased. Fotosfääri väliskihtides jõuab temperatuur 4500 K-ni ja hakkab seejärel uuesti tõusma. Temperatuur tõuseb aeglaselt mitmekümne tuhande kraadini, millega kaasneb vesiniku ja heeliumi ionisatsioon. Seda atmosfääri osa nimetatakse kromosfäär. Kromosfääri ülemistes kihtides ulatub aine tihedus 10-15 g/cm 3 .
1 cm 3 nendest kromosfääri kihtidest sisaldab umbes 10 9 aatomit, kuid temperatuur tõuseb miljoni kraadini. Siit saab alguse Päikese atmosfääri äärmine osa, mida nimetatakse päikesekrooniks. Päikese atmosfääri välimiste kihtide kuumenemise põhjuseks on fotosfääris tekkivate akustiliste lainete energia. Kui nad levivad ülespoole madalama tihedusega kihtidesse, suurendavad need lained oma amplituudi mitme kilomeetrini ja muutuvad lööklaindeks. Lööklainete esinemise tagajärjel tekib lainete hajumine, mis suurendab osakeste liikumise kaootilist kiirust ja toimub temperatuuri tõus.
Kromosfääri terviklik heledus on sadu kordi väiksem fotosfääri heledusest. Seetõttu on kromosfääri vaatlemiseks vaja kasutada spetsiaalseid meetodeid, mis võimaldavad eraldada selle nõrga kiirguse võimsast fotosfääri kiirgusvoost. Kõige mugavamad meetodid on vaatlused varjutuse ajal. Kromosfääri pikkus on 12-15 000 km.
Kromosfääri fotosid uurides on näha ebahomogeensused, kõige väiksemad on nn. spicules. Spicules on pikliku kujuga, radiaalsuunas piklikud. Nende pikkus on mitu tuhat km, paksus umbes 1000 km. Kiirusel mitukümmend km/s tõusevad täpikesed kromosfäärist koroonasse ja lahustuvad selles. Spikulite kaudu vahetub kromosfääri aine katva krooniga. Spicules moodustavad suurema struktuuri, mida nimetatakse kromosfääriliseks võrguks ja mille tekitavad lainelised liikumised, mida põhjustavad subfotosfäärilise konvektiivtsooni palju suuremad ja sügavamad elemendid kui graanulid.
Kroon on väga madala heledusega, nii et seda saab jälgida ainult päikesevarjutuste täieliku faasi ajal. Väljaspool varjutusi vaadeldakse seda koronagraafide abil. Kroonil ei ole teravaid piirjooni ja see on ebakorrapärase kujuga, mis aja jooksul suuresti muutub. Krooni heledaimat osa, mis on eemaldatud jäsemest mitte rohkem kui 0,2–0,3 Päikese raadiuse ulatuses, nimetatakse tavaliselt sisemiseks krooniks ja ülejäänud, väga väljaulatuvat osa nimetatakse välimiseks krooniks. Krooni oluline omadus on selle särav struktuur. Kiired on erineva pikkusega, kuni kümmekond või enamgi päikeseraadiust. Sisemine kroon on rikas kaare, kiivrite ja üksikute pilvede meenutavate struktuursete moodustiste poolest.
Koroonakiirgus on fotosfäärist hajutatud valgus. See valgus on väga polariseeritud. Sellist polarisatsiooni võivad põhjustada ainult vabad elektronid. 1 cm 3 koroonaainet sisaldab umbes 10 8 vaba elektroni. Sellise arvu vabade elektronide ilmumine peab olema põhjustatud ionisatsioonist. See tähendab, et 1 cm 3 kroonist sisaldab umbes 10 8 iooni. Aine kogukontsentratsioon peaks olema 2 . 10 8 . Päikese kroon on haruldane plasma, mille temperatuur on umbes miljon kelvinit. Kõrge temperatuuri tagajärjeks on krooni suur ulatus. Koroona pikkus on sadu kordi suurem fotosfääri paksusest ja ulatub sadadesse tuhandetesse kilomeetritesse.
Raadio- ja röntgenkiirgus Päikeselt
KOOS Päikese kroon on nähtavale kiirgusele täiesti läbipaistev, kuid edastab halvasti raadiolaineid, mis kogevad selles tugevat neeldumist ja murdumist. Mõõtelainetel ulatub krooni heledustemperatuur miljoni kraadini. Lühematel lainepikkustel see väheneb. Selle põhjuseks on kiirguse väljumise sügavuse suurenemine, mis on tingitud plasma neeldumisomaduste vähenemisest.
Päikese koroona raadiokiirgust on jälgitud mitmekümne raadiuse kaugusel. See on võimalik tänu sellele, et Päike möödub igal aastal võimsast raadiokiirguse allikast – krabi udukogust ja päikesekroona varjutab seda. Udu kiirgus hajub krooni ebahomogeensuses. Täheldatakse Päikesest lähtuvaid raadiokiirguse purskeid, mis on põhjustatud plasma võnkumisest, mis on seotud kosmiliste kiirte läbilaskmisega kromosfääri põletuste ajal.
Röntgenikiirgus uuriti spetsiaalsete kosmoselaevadele paigaldatud teleskoopide abil. Päikese röntgenkujutis on ebakorrapärase kujuga, paljude heledate laikude ja “klompse” struktuuriga. Optilise jäseme lähedal on märgatav heleduse suurenemine ebahomogeense rõnga kujul. Eriti eredaid laike täheldatakse päikese aktiivsuskeskuste kohal piirkondades, kus on võimsad detsimeeter- ja meeterlainete raadiokiirguse allikad. See tähendab, et röntgenikiirgus pärineb peamiselt päikese kroonist. Päikese röntgenvaatlused võimaldavad teostada üksikasjalikke uuringuid päikesekrooni struktuuri kohta otse päikesekettale projektsioonis. Päikeselaikude kohal helendavate krooni heledate alade kõrval leiti ulatuslikke tumedaid alasid, mis ei olnud seotud nähtavates kiirtes märgatavate moodustistega. Neid kutsutakse koronaavad ja on seotud päikeseatmosfääri piirkondadega, kus magnetväljad ei moodusta silmuseid. Koronaalsed augud on suurenenud päikesetuule allikaks. Need võivad eksisteerida mitme Päikese pöörde jooksul ja põhjustada Maal Päikese korpuskulaarse kiirguse suhtes tundlike nähtuste 27-päevase perioodilisuse.
Kontrollküsimused:
Millised keemilised elemendid domineerivad päikese atmosfääris?
Kuidas saada teada Päikese keemilise koostise kohta?
Millise perioodiga Päike pöörleb ümber oma telje?
Kas Päikese ekvatoriaal- ja polaarpiirkonna pöörlemisperioodid langevad kokku?
Mis on Päikese fotosfäär?
Milline on päikese fotosfääri struktuur?
Mis põhjustab päikeseketta tumenemist serva suunas?
Mis on granuleerimine?
Mis on päikesekoroon?
Kui suur on aine tihedus koroonas?
Mis on päikese kromosfäär?
Mis on spicules?
Mis on koroona temperatuur?
Mis seletab krooni kõrget temperatuuri?
Millised on Päikese raadiokiirguse omadused?
Millised Päikese piirkonnad vastutavad röntgenikiirte ilmumise eest?
Kirjandus:
Kononovitš E.V., Moroz V.I. Üldastronoomia kursus. M., URSS juhtkiri, 2004.
Galuzo I.V., Golubev V.A., Shimbalev A.A. Õppetundide planeerimine ja läbiviimise meetodid. Astronoomia 11. klassis. Minsk. Aversev. 2003. aasta.
Whipple F.L. Päikese perekond. M. Mir. 1984. aasta
Shklovsky I. S. Tähed: nende sünd, elu ja surm. M. Teadus. 1984. aasta
Iga tähe, sealhulgas Päikese omamoodi "pass" on selle spekter. Päikesespektris on registreeritud üle 30 000 joone, mis kuuluvad 72 keemilisele elemendile. Muidugi on ka ülejäänud 20 elementi Päikesel "kohal". Lihtsalt nende jooned on väga nõrgad ja neid pole üldisel taustal lihtne märgata. Päike koosneb praegu ligikaudu 75% vesinikust ja 25% heeliumist (aatomite arvu järgi 92,1% vesinikku ja 7,8% heeliumist); kõik muud keemilised elemendid (nn "metallid") sisaldavad ainult 0,2% kogumassist. See suhe muutub aja jooksul aeglaselt, kuna vesinik muutub Päikese tuumas heeliumiks.
Päikese sisemine struktuur
Päike on sfääriliselt sümmeetriline tasakaalus keha. Kõikjal selle palli keskpunktist samadel kaugustel on füüsilised tingimused samad, kuid need muutuvad keskpunktile lähenedes märgatavalt. . Päikese võib jagada mitmeks kontsentriliseks kihiks, mis muutuvad järk-järgult üksteiseks (joonis 3). Päikese keskpunktis saavutab temperatuur ja tihedus kõrgeima väärtuse. Tingimused päikese tuumas (mis hõivab umbes 25% selle raadiusest) on äärmiselt äärmuslikud. Temperatuur ulatub 15,6 miljoni Kelvini kraadini ja rõhk 250 miljardi atmosfäärini. Südamikus olev gaas on rohkem kui 150 korda tihedam kui vesi. Tuumareaktsioonid ja sellega kaasnev energia vabanemine toimuvad kõige intensiivsemalt Päikese keskpunkti lähedal. Päikese keskpunktist eemaldudes väheneb temperatuur ja tihedus, energia vabanemine peatub kiiresti ja kuni 0,2-0,3 raadiuse kaugusele keskmest. Keskmest kaugemal kui 0,3 raadiusega langeb temperatuur alla 5 miljoni kraadi. Selle tulemusena tuumareaktsioone siin praktiliselt ei toimu. Need kihid edastavad ainult kiirgust, mis pärineb suuremal sügavusel väljapoole, neeldub ja kiirgab uuesti ülemise kihi poolt. Viimasel 20% teel pinnale kantakse energia üle pigem konvektsiooni kui kiirguse teel. Konvektsioon on aine liikumine tervikuna, hoovustes või mullides, sarnaselt keeva vee käitumisele. Hiiglaslikud kuuma gaasi vood tõusevad ülespoole, kus nad annavad oma soojuse keskkonnale ja jahtunud päikesegaas langeb alla.
Päikese atmosfäär
Kõik ülalpool käsitletud Päikese kihid pole tegelikult vaadeldavad. Konvektiivtsooni kohal on Päikese vahetult vaadeldavad kihid, mida nimetatakse selle atmosfääriks. Ka päikeseatmosfäär koosneb mitmest erinevast kihist. Päikese väliskihtide struktuuris eristatakse fotosfääri ("valgussfäär", tõlkes kreeka keelest), kromosfääri ("valgussfäär") ja krooni.
Fotosfäär
Nähtav päikese pind - fotosfäär- See on umbes 700 km paksune gaasikiht, milles tekib Maale tulev päikesekiirgus. Täpselt selle kihi keskosa kaudu "joonistatakse" meie tähe tingimuslik pind, mida kasutatakse mitmesugusteks arvutusteks, eriti kõrguste (üles) ja sügavuste (alla) mõõtmiseks. Fotosfääri välimistes jahedamates kihtides ilmuvad pideva spektri taustal Fraunhoferi neeldumisjooned. Analüüsides päikesespektrit, mis sisaldab üle 300 tuhande neeldumisjoone, määravad nad mitte fotosfääri, vaid selle kohal asuvate kihtide keemilise koostise. Päikese atmosfääri ülemistesse kihtidesse levides kannavad konvektiivtsoonis ja fotosfääris tekkivad lained neile osa konvektiivsete liikumiste mehaanilisest energiast ja tekitavad atmosfääri järgnevate kihtide - kromosfääri ja koroona - gaaside kuumenemise. . Selle tulemusena osutuvad fotosfääri ülemised kihid, mille temperatuur on umbes 4500 K, Päikese "külmemateks". Nii sügaval neisse kui ka neist ülespoole tõuseb gaaside temperatuur kiiresti.