Радиационная зона солнца

(Солнце)

Появление и эволюция Солнца

У Солнца большой объем топлива, который позволит функционировать еще 5 миллиардов лет. Когда оно исчерпает себя, то Солнце запустит процесс разрушения. Звезда разрастется и превратится в красного гиганта. В последствии верхние слои уничтожатся, а ядро взорвется, перейдя в категорию белых карликов. Спустя большой период времени оно потускнеет, остынет и станет белым карликом.

1/4 дистанции от центра к верхней части достается ядру. От ядра и до поверхности (70%) расположена радиационная зона (32% объема и 48% массы). Далее к поверхности подбирается конвекционный слой (66% объема и 2% массы). Также в атмосферу входят фотосфера, хромосфера, переходный участок и корона. На наиболее низком слое расположилась фотосфера. Свет, излучаемый ею, воспринимается как привычные солнечные лучи. При толщине в 500 км значительная порция света приходит из самой низкой части слоя. Здесь температура может варьироваться от 6125°C внизу до 4125 °C вверху.Далее идет хромосфера. Она состоит из заостренных формирований, достигающих 1000 км в длину и 10000 км в высоту. Далее на несколько тысяч километров расположилась переходная полоса. Корона нагревает ее и также сбрасывает большую часть ультрафиолетовых лучей.Выше размещена супергорячая корона, состоящая из петель и потоков ионизированного газа. Ее температура достигает от полмиллиона до 6 миллионов градусов.

Магнитное поле Солнца в 2 раза превышает земное. Оно действует неравномерно и в некоторых местах может быть активнее в 3000 раз. Подобные «шероховатости» постоянно развиваются, потому что вращение звезды намного быстрее в экваториальной части, чем в более высоких широтах. Поэтому выходит так, что скорость внутри выше чем снаружи. Именно из-за этого мы можем наблюдать солнечные пятна, вспышки и корональные выбросы массы. Самыми сильными будут вспышки, но выброс корональной массы, хоть и не так агрессивен, но задействует большое количество материала.

(Магнитное поле)

Солнце в некоторых участках кажется темнее. Эту особенность называют пятнами. Пятна достигают формы круга и прохладнее общей поверхности. Появляются в тех регионах, где прорываются плотные сгустки магнитных силовых линий.Общее число пятен нестабильно и зависит от магнитной активности. Обычно максимум достигает 250, но затем они исчезают до минимума. Подобный цикл занимает около 11 лет. В самом конце этого процесса магнитное поле стремительно изменяет полярность.

Солнце — единственная звезда Солнечной системы, от которой зависит жизнь на нашей планете. Поэтому изучение Солнца проводят до сих пор.НАСА отправило 8 орбитальных обсерваторий, которые представляют собой Орбитальную солнечную обсерваторию (1962-1971 гг). Успеха добились 7 из них. Им удалось проанализировать звезду в ультрафиолетовых и рентгеновских длинах волн. Кроме того, были рассмотрены снимки супергорячей короны.

Источник

Рейтинг
Ufactor
Добавить комментарий