Die son is 'n groot sfeer van warm gasse wat kolossale energie en lig produseer en lewe op Aarde moontlik maak.
Hierdie hemelvoorwerp is die grootste en massiefste in die sonnestelsel. Van die Aarde af daarheen is die afstand vanaf 150 miljoen kilometer. Dit neem ongeveer agt minute vir hitte en sonlig om ons te bereik. Hierdie afstand word ook agt ligminute genoem.
Die ster wat ons aarde verwarm, bestaan uit verskeie buitenste lae soos die fotosfeer, chromosfeer en sonkorona. Die buitenste lae van die Son se atmosfeer skep energie op die oppervlak wat uit die ster se binnekant borrel en blaas, en word as sonlig geïdentifiseer.
Komponente van die buitenste laag van die Son
Die laag wat ons sien word die fotosfeer of ligsfeer genoem. Die fotosfeer word gekenmerk deur helder, siedende plasmakorrels en donkerder, kouer sonkolle wat voorkom wanneer die son se magnetiese velde deur die oppervlak ruk. Kolle verskyn en beweeg oor die skyf van die Son. Met die waarneming van hierdie beweging, het sterrekundiges tot die gevolgtrekking gekom dat ons ligdraai om sy as. Aangesien die Son nie 'n soliede basis het nie, roteer verskillende streke teen verskillende spoed. Ekwatorstreke voltooi 'n volle sirkel in ongeveer 24 dae, terwyl poolrotasies meer as 30 dae kan neem (om 'n rotasie te voltooi).
Wat is die fotosfeer?
Die fotosfeer is ook die bron van sonvlamme: vlamme wat honderde duisende kilometers bokant die Son se oppervlak strek. Sonvlamme produseer uitbarstings van X-straal, ultraviolet, elektromagnetiese straling en radiogolwe. Die bron van X-straal- en radio-emissie is direk vanaf die sonkorona.
Wat is die chromosfeer?
Die sone rondom die fotosfeer, wat die buitenste dop van die Son is, word die chromosfeer genoem. 'n Nou gebied skei die korona van die chromosfeer. Die temperatuur styg skerp in die oorgangsgebied, van 'n paar duisend grade in die chromosfeer tot meer as 'n miljoen grade in die korona. Die chromosfeer straal 'n rooierige gloed uit, soos van die verbranding van oorverhitte waterstof. Maar die rooi rand kan slegs tydens 'n verduistering gesien word. Op ander tye is die lig van die chromosfeer oor die algemeen te flou om teen die helder fotosfeer gesien te word. Die plasmadigtheid daal vinnig en beweeg opwaarts vanaf die chromosfeer na die korona deur die oorgangsgebied.
Wat is die sonkorona? Beskrywing
Sterrekundiges ondersoek onvermoeid die raaisel van die sonkorona. Hoe is sy?
Dit is die atmosfeer van die Son of sy buitenste laag. Hierdie naam is gegee omdatdat die voorkoms daarvan duidelik word wanneer 'n totale sonsverduistering plaasvind. Deeltjies van die korona strek ver die ruimte in en bereik in werklikheid die wentelbaan van die Aarde. Die vorm word hoofsaaklik deur die magneetveld bepaal. Vrye elektrone in korona-beweging langs magnetiese veldlyne vorm baie verskillende strukture. Die vorms wat in die korona bo sonvlekke gesien word, is dikwels hoefystervormig, wat verder bevestig dat hulle magnetiese veldlyne volg. Van die bokant van sulke "boë" kan lang slingers strek, op 'n afstand van die deursnee van die Son of selfs meer, asof een of ander proses materiaal van die bokant van die boë in die ruimte trek. Dit behels die sonwind, wat uitwaarts deur ons sonnestelsel waai. Sterrekundiges het sulke verskynsels "slanghelm" genoem vanweë hul ooreenkoms met die gekartelde helms wat deur ridders gedra en deur sommige Duitse soldate voor 1918 gebruik is
Waarvan is die kroon gemaak?
Die materiaal waaruit die sonkorona gevorm word, is uiters warm en bestaan uit verdroogde plasma. Die temperatuur binne die korona is meer as 'n miljoen grade, verbasend baie hoër as die temperatuur aan die oppervlak van die Son, wat ongeveer 5500 °C is. Die druk en digtheid van die korona is baie laer as in die Aarde se atmosfeer.
Deur die sigbare spektrum van die sonkorona waar te neem, is helder emissielyne gevind by golflengtes wat nie ooreenstem met bekende materiale nie. In hierdie verband het sterrekundiges die bestaan van "koronium" voorgestelas die hoofgas in die korona. Die ware aard van hierdie verskynsel het 'n raaisel gebly totdat ontdek is dat die koronale gasse bo 1 000 000 °C oorverhit is. Met so 'n hoë temperatuur is die twee dominante elemente, waterstof en helium, heeltemal sonder hul elektrone. Selfs klein stowwe soos koolstof, stikstof en suurstof het tot kaal kerne gestroop. Slegs die swaarder bestanddele (yster en kalsium) is in staat om sommige van hul elektrone by hierdie temperature te behou. Die vrystelling van hierdie hoogs geïoniseerde elemente wat die spektraallyne vorm, het tot onlangs vir vroeë sterrekundiges 'n raaisel gebly.
Helderheid en interessante feite
Die sonoppervlak is te helder en as 'n reël is sy sonatmosfeer ontoeganklik vir ons sig, die korona van die Son is ook nie met die blote oog sigbaar nie. Die buitenste laag van die atmosfeer is baie dun en swak, dus kan dit slegs vanaf die Aarde gesien word in die tyd wanneer 'n sonsverduistering plaasvind of met 'n spesiale koronagraafteleskoop wat 'n verduistering simuleer deur die helder sonskyf te bedek. Sommige koronografieë gebruik grondgebaseerde teleskope, ander word op satelliete uitgevoer.
Die helderheid van die sonkorona in X-strale is te danke aan sy enorme temperatuur. Aan die ander kant straal die sonfotosfeer baie min X-strale uit. Dit laat toe dat die korona oor die skyf van die Son bekyk word wanneer ons dit in X-strale waarneem. Hiervoor word spesiale optika gebruik, waarmee u x-strale kan sien. BYIn die vroeë 1970's het die eerste Amerikaanse ruimtestasie, Skylab, 'n X-stra alteleskoop gebruik waarmee die sonkorona en sonkolle of gate vir die eerste keer duidelik sigbaar was. Gedurende die afgelope dekade is 'n groot hoeveelheid inligting en beelde oor die Son se korona verskaf. Met behulp van satelliete word die sonkorona meer toeganklik vir nuwe en interessante waarnemings van die Son, sy kenmerke en dinamiese aard.
Sontemperatuur
Hoewel die interne struktuur van die sonkern vir direkte waarneming verborge is, kan daar met behulp van verskeie modelle afgelei word dat die maksimum temperatuur binne ons ster ongeveer 16 miljoen grade (Celsius) is. Die fotosfeer - die sigbare oppervlak van die Son - het 'n temperatuur van ongeveer 6000 grade Celsius, maar dit neem baie skerp toe van 6000 grade tot 'n paar miljoen grade in die korona, in die omgewing van 500 kilometer bo die fotosfeer.
Die son is warmer aan die binnekant as aan die buitekant. Die Son se buitenste atmosfeer, die korona, is egter inderdaad warmer as die fotosfeer.
In die laat dertigerjare het Grotrian (1939) en Edlen ontdek dat die vreemde spektrale lyne wat in die spektrum van die sonkorona waargeneem is deur elemente soos yster (Fe), kalsium (Ca) en nikkel (Ni) uitgestraal is. by baie hoë stadiums van ionisasie. Hulle het tot die gevolgtrekking gekom dat die koronale gas baie warm is, met temperature van meer as 1 miljoen grade.
Die vraag hoekom die son se korona so warm is, bly een van sterrekunde se opwindendste raaisels.oor die afgelope 60 jaar. Daar is nog geen definitiewe antwoord op hierdie vraag nie.
Hoewel die sonkorona buitensporig warm is, het dit ook 'n baie lae digtheid. Slegs 'n klein fraksie van die totale sonbestraling word dus benodig om die korona te voed. Die totale krag wat in X-strale uitgestraal word, is slegs sowat een miljoenste van die totale helderheid van die Son. 'n Belangrike vraag is hoe energie na die korona vervoer word en watter meganisme vir die vervoer verantwoordelik is.
Meganismes om die sonkorona aan te dryf
Verskeie verskillende korona-kragmeganismes is oor die jare voorgestel:
- Akoestiese golwe.
- Vinnige en stadige magneto-akoestiese golwe van liggame.
- Alfven-golfliggame.
- Stadige en vinnige magneto-akoestiese oppervlakgolwe.
- Stroom (of magnetiese veld) is dissipasie.
- Vloei van deeltjies en magnetiese vloed.
Hierdie meganismes is beide teoreties en eksperimenteel getoets en tot op hede is slegs akoestiese golwe uitgesluit.
Dit is nog nie bestudeer waar die boonste grens van die kroon eindig nie. Die Aarde en ander planete van die sonnestelsel is binne die korona geleë. Die optiese bestraling van die korona word waargeneem teen 10-20 sonstrale (tienmiljoene kilometers) en kombineer met die verskynsel van die zodiakale lig.
Magnetiese Corona-sonkragtapyt
Onlangs is die "magnetiese tapyt" aan die koronale verhittingraaisel gekoppel.
Hoë ruimtelike resolusie-waarnemings toon dat die oppervlak van die Son bedek is met swak magnetiese velde gekonsentreer in klein areas van teenoorgestelde polariteit (matmagneet). Daar word geglo dat hierdie magnetiese konsentrasies die hoofpunte van individuele magnetiese buise is wat elektriese stroom dra.
Onlangse waarnemings van hierdie "magnetiese tapyt" toon 'n interessante dinamiek: fotosferiese magnetiese velde beweeg voortdurend, in wisselwerking met mekaar, verdwyn en gaan uit vir 'n baie kort tydperk. Magnetiese herverbinding tussen 'n magnetiese veld van teenoorgestelde polariteit kan die topologie van die veld verander en magnetiese energie vrystel. Die heraansluitingsproses sal ook elektriese strome wat elektriese energie in hitte omskakel, verdryf.
Dit is 'n algemene idee van hoe die magnetiese tapyt by koronale verhitting betrokke kan wees. Daar kan egter nie aangevoer word dat die "magnetiese tapyt" uiteindelik die probleem van koronale verhitting oplos nie, aangesien 'n kwantitatiewe model van die proses nog nie voorgestel is nie.
Kan die son uitgaan?
Die sonnestelsel is so kompleks en onontgin dat sensasionele stellings soos: “Die son gaan binnekort uit” of, omgekeerd, “Die temperatuur van die Son styg en binnekort sal lewe op Aarde onmoontlik word” belaglik klink om die minste te sê. Wie kan sulke voorspellings maak sonder om presies te weet watter meganismesin die hart van hierdie geheimsinnige ster?!
