>Matahari terbuat dari apa?
Mengetahui terbuat dari apa matahari: deskripsi struktur dan komposisi bintang, daftar unsur kimia, jumlah dan karakteristik lapisan beserta foto, diagram.
Dari Bumi, Matahari tampak seperti bola api halus, dan sebelum bintik matahari ditemukan oleh pesawat ruang angkasa Galileo, banyak astronom percaya bahwa bintik matahari itu berbentuk sempurna tanpa cacat. Sekarang kita tahu itu Matahari terdiri dari beberapa lapisan, seperti Bumi, yang masing-masing menjalankan fungsinya sendiri. Struktur Matahari yang sangat besar seperti tungku ini adalah pemasok semua energi di Bumi yang dibutuhkan untuk kehidupan di bumi.
Matahari terdiri dari unsur apa?
Jika Anda dapat memisahkan bintang dan membandingkan unsur-unsur penyusunnya, Anda akan menyadari bahwa komposisinya adalah 74% hidrogen dan 24% helium. Selain itu, Matahari terdiri dari 1% oksigen, dan 1% sisanya adalah unsur kimia tabel periodik seperti kromium, kalsium, neon, karbon, magnesium, belerang, silikon, nikel, besi. Para astronom percaya bahwa unsur yang lebih berat dari helium adalah logam.
Bagaimana semua elemen Matahari ini terbentuk? Big Bang menghasilkan hidrogen dan helium. Pada awal terbentuknya Alam Semesta, unsur pertama, hidrogen, muncul dari partikel elementer. Karena suhu dan tekanan yang tinggi, kondisi di alam semesta serupa dengan kondisi di inti bintang. Belakangan, hidrogen dilebur menjadi helium saat alam semesta memiliki suhu tinggi yang diperlukan agar reaksi fusi dapat terjadi. Proporsi hidrogen dan helium yang ada di alam semesta kini berkembang setelah Big Bang dan tidak berubah.
Unsur-unsur Matahari yang tersisa tercipta di bintang-bintang lain. Di inti bintang, proses sintesis hidrogen menjadi helium terus terjadi. Setelah menghasilkan semua oksigen di inti, mereka beralih ke fusi nuklir unsur-unsur yang lebih berat seperti litium, oksigen, helium. Banyak logam berat yang ditemukan di Matahari terbentuk di bintang lain pada akhir masa hidupnya.
Unsur terberat, emas dan uranium, terbentuk ketika bintang-bintang yang berkali-kali lebih besar dari Matahari kita meledak. Dalam sepersekian detik terbentuknya lubang hitam, unsur-unsur bertabrakan dengan kecepatan tinggi dan terbentuklah unsur-unsur terberat. Ledakan tersebut menyebarkan unsur-unsur ini ke seluruh alam semesta, dan membantu membentuk bintang-bintang baru.
Matahari kita telah mengumpulkan unsur-unsur yang tercipta akibat Big Bang, unsur-unsur dari bintang-bintang yang sekarat, dan partikel-partikel yang tercipta akibat ledakan bintang baru.
Matahari terdiri dari lapisan apa?
Sekilas, Matahari hanyalah sebuah bola yang terbuat dari helium dan hidrogen, namun setelah diteliti lebih dalam, terlihat jelas bahwa Matahari terdiri dari lapisan-lapisan yang berbeda. Ketika bergerak menuju inti, suhu dan tekanan meningkat, akibatnya terbentuklah lapisan, karena dalam kondisi yang berbeda hidrogen dan helium memiliki karakteristik yang berbeda.
inti surya
Mari kita mulai pergerakan kita melalui lapisan-lapisan dari inti hingga lapisan terluar komposisi Matahari. Di lapisan dalam Matahari - intinya, suhu dan tekanannya sangat tinggi, kondusif bagi fusi nuklir. Matahari menciptakan atom helium dari hidrogen, sebagai hasil dari reaksi ini, cahaya dan panas terbentuk, yang mencapai. Secara umum diterima bahwa suhu di Matahari sekitar 13.600.000 derajat Kelvin, dan massa jenis inti 150 kali lebih tinggi daripada massa jenis air.
Para ilmuwan dan astronom percaya bahwa inti Matahari mencapai sekitar 20% panjang jari-jari matahari. Dan di dalam inti, suhu dan tekanan tinggi menyebabkan atom hidrogen terpecah menjadi proton, neutron, dan elektron. Matahari mengubahnya menjadi atom helium, meskipun dalam keadaan mengambang bebas.
Reaksi ini disebut eksotermik. Ketika reaksi ini terjadi, sejumlah besar panas dilepaskan, sebesar 389 x 10 31 J. per detik.
Zona radiasi Matahari
Zona ini berasal dari batas inti (20% radius matahari), dan panjangnya mencapai 70% radius matahari. Di dalam zona ini terdapat materi matahari yang komposisinya cukup padat dan panas, sehingga radiasi panas melewatinya tanpa kehilangan panas.
Reaksi fusi nuklir terjadi di dalam inti surya - penciptaan atom helium sebagai hasil fusi proton. Reaksi ini menghasilkan radiasi gamma dalam jumlah besar. Dalam proses ini, foton energi dipancarkan, kemudian diserap di zona radiasi dan dipancarkan kembali oleh berbagai partikel.
Lintasan foton biasanya disebut “jalan acak”. Alih-alih bergerak lurus ke permukaan Matahari, foton bergerak dalam pola zigzag. Akibatnya, setiap foton membutuhkan waktu kurang lebih 200.000 tahun untuk mengatasi zona radiasi Matahari. Ketika berpindah dari satu partikel ke partikel lainnya, foton kehilangan energi. Ini bagus untuk Bumi, karena kita hanya bisa menerima radiasi gamma yang berasal dari Matahari. Sebuah foton yang memasuki ruang angkasa membutuhkan waktu 8 menit untuk sampai ke Bumi.
Sejumlah besar bintang memiliki zona radiasi, dan ukurannya secara langsung bergantung pada skala bintang. Semakin kecil bintangnya, semakin kecil pula zonanya, yang sebagian besar akan ditempati oleh zona konvektif. Bintang terkecil mungkin tidak memiliki zona radiasi, dan zona konvektif akan mencapai jarak ke inti. Untuk bintang terbesar situasinya sebaliknya, zona radiasi meluas hingga ke permukaan.
Zona konvektif
Zona konvektif berada di luar zona radiasi, dimana panas internal matahari mengalir melalui kolom-kolom gas panas.
Hampir semua bintang mempunyai zona seperti itu. Bagi Matahari kita, ia terbentang dari 70% radius Matahari hingga ke permukaan (fotosfer). Gas di kedalaman bintang, dekat inti, memanas dan naik ke permukaan, seperti gelembung lilin di dalam lampu. Saat mencapai permukaan bintang, terjadi kehilangan panas; saat mendingin, gas tenggelam kembali ke pusat, memulihkan energi panas. Sebagai contoh, Anda bisa menyalakan api sepanci air mendidih.
Permukaan Matahari seperti tanah gembur. Kelainan tersebut merupakan kolom gas panas yang membawa panas ke permukaan Matahari. Lebarnya mencapai 1000 km, dan waktu penyebarannya mencapai 8-20 menit.
Para astronom percaya bahwa bintang bermassa rendah, seperti katai merah, hanya memiliki zona konvektif yang meluas hingga ke inti. Mereka tidak memiliki zona radiasi, hal ini tidak bisa dikatakan tentang Matahari.
Fotosfer
Satu-satunya lapisan Matahari yang terlihat dari Bumi adalah. Di bawah lapisan ini, Matahari menjadi buram, dan para astronom menggunakan metode lain untuk mempelajari bagian dalam bintang kita. Suhu permukaan mencapai 6000 Kelvin dan bersinar kuning-putih, terlihat dari Bumi.
Atmosfer Matahari terletak di belakang fotosfer. Bagian matahari yang terlihat pada saat gerhana matahari disebut.
Struktur Matahari pada diagram
NASA telah secara khusus mengembangkan untuk kebutuhan pendidikan representasi skematis dari struktur dan komposisi Matahari, yang menunjukkan suhu untuk setiap lapisan:
- (Radiasi tampak, IR dan UV) – ini adalah radiasi tampak, radiasi infra merah, dan radiasi ultraviolet. Radiasi tampak adalah cahaya yang kita lihat berasal dari Matahari. Radiasi inframerah adalah panas yang kita rasakan. Radiasi ultraviolet adalah radiasi yang membuat kita menjadi cokelat. Matahari menghasilkan radiasi ini secara bersamaan.
- (Fotosfer 6000 K) – Fotosfer adalah lapisan atas Matahari, permukaannya. Suhu 6000 Kelvin sama dengan 5700 derajat Celsius.
- Emisi radio - Selain radiasi tampak, radiasi infra merah, dan radiasi ultraviolet, Matahari juga memancarkan emisi radio, yang ditemukan oleh para astronom menggunakan teleskop radio. Tergantung pada jumlah bintik matahari, emisi ini bertambah dan berkurang.
- Lubang Koral - Ini adalah tempat di Matahari di mana corona memiliki kepadatan plasma yang rendah, akibatnya warnanya lebih gelap dan dingin.
- 2100000 K (2100000 Kelvin) – Zona radiasi Matahari memiliki suhu ini.
- Zona konvektif/Konveksi turbulen (trans. Zona konvektif/Konveksi turbulen) – Ini adalah tempat di Matahari di mana energi panas inti ditransfer secara konveksi. Kolom plasma mencapai permukaan, melepaskan panasnya, dan kembali turun untuk memanas kembali.
- Lingkaran koronal (trans. Coronal loops) - loop yang terdiri dari plasma di atmosfer matahari, bergerak sepanjang garis magnet. Mereka tampak seperti lengkungan besar yang memanjang dari permukaan sejauh puluhan ribu kilometer.
- Inti (trans. Inti) adalah jantung matahari di mana fusi nuklir terjadi menggunakan suhu dan tekanan tinggi. Semua energi matahari berasal dari inti.
- 14.500.000 K (per. 14.500.000 Kelvin) – Suhu inti surya.
- Zona Radiasi (trans. Zona radiasi) - Lapisan Matahari tempat energi ditransmisikan menggunakan radiasi. Foton melampaui zona radiasi melebihi 200.000 dan menuju luar angkasa.
- Neutrino (trans. Neutrino) adalah partikel kecil yang dapat diabaikan yang berasal dari Matahari sebagai akibat dari reaksi fusi nuklir. Ratusan ribu neutrino melewati tubuh manusia setiap detik, tetapi mereka tidak membahayakan kita, kita tidak merasakannya.
- Suar Kromosfer (diterjemahkan sebagai Suar Kromosfer) - Medan magnet bintang kita dapat berputar dan kemudian tiba-tiba pecah menjadi berbagai bentuk. Akibat putusnya medan magnet, semburan sinar-X yang kuat muncul dari permukaan Matahari.
- Lingkaran Medan Magnet - Medan magnet Matahari terletak di atas fotosfer, dan terlihat saat plasma panas bergerak sepanjang garis magnet di atmosfer Matahari.
- Bintik – Bintik matahari (trans. Bintik matahari) – Ini adalah tempat di permukaan Matahari di mana medan magnet melewati permukaan Matahari, dan suhunya lebih rendah, seringkali dalam bentuk lingkaran.
- Partikel energik (trans. Partikel energik) - Mereka berasal dari permukaan Matahari, sehingga terciptalah angin matahari. Dalam badai matahari, kecepatannya mencapai kecepatan cahaya.
- Sinar-X (diterjemahkan sebagai sinar-X) adalah sinar yang tidak terlihat oleh mata manusia yang terbentuk selama jilatan api matahari.
- Titik terang dan daerah magnet berumur pendek (trans. Titik terang dan daerah magnet berumur pendek) - Karena perbedaan suhu, titik terang dan titik redup muncul di permukaan Matahari.
Atmosfer adalah cangkang gas planet kita, yang berputar bersama Bumi. Gas yang ada di atmosfer disebut udara. Atmosfer bersentuhan dengan hidrosfer dan sebagian menutupi litosfer. Namun batas atasnya sulit ditentukan. Secara konvensional diterima bahwa atmosfer meluas ke atas sejauh kurang lebih tiga ribu kilometer. Di sana ia mengalir dengan lancar ke ruang tanpa udara.
Komposisi kimia atmosfer bumi
Pembentukan komposisi kimiawi atmosfer dimulai sekitar empat miliar tahun yang lalu. Awalnya, atmosfer hanya terdiri dari gas ringan - helium dan hidrogen. Menurut para ilmuwan, prasyarat awal terciptanya cangkang gas di sekitar bumi adalah letusan gunung berapi, yang bersama dengan lava, mengeluarkan gas dalam jumlah besar. Selanjutnya, pertukaran gas dimulai dengan ruang air, dengan organisme hidup, dan dengan produk aktivitasnya. Komposisi udara berangsur-angsur berubah dan ditetapkan dalam bentuk modernnya beberapa juta tahun yang lalu.
Komponen utama atmosfer adalah nitrogen (sekitar 79%) dan oksigen (20%). Persentase sisanya (1%) terdiri dari gas-gas berikut: argon, neon, helium, metana, karbon dioksida, hidrogen, kripton, xenon, ozon, amonia, sulfur dan nitrogen dioksida, dinitrogen oksida dan karbon monoksida, yang termasuk di dalamnya dalam satu persen ini.
Selain itu, udara mengandung uap air dan partikel (serbuk sari, debu, kristal garam, pengotor aerosol).
Baru-baru ini, para ilmuwan tidak mencatat perubahan kualitatif, tetapi perubahan kuantitatif pada beberapa bahan udara. Dan alasannya adalah manusia dan aktivitasnya. Dalam 100 tahun terakhir saja, kadar karbon dioksida telah meningkat secara signifikan! Hal ini penuh dengan banyak masalah, yang paling global adalah perubahan iklim.
Pembentukan cuaca dan iklim
Atmosfer memainkan peran penting dalam membentuk iklim dan cuaca di Bumi. Banyak hal bergantung pada jumlah sinar matahari, sifat permukaan di bawahnya, dan sirkulasi atmosfer.
Mari kita lihat faktor-faktornya secara berurutan.
1. Atmosfer mentransmisikan panas sinar matahari dan menyerap radiasi berbahaya. Orang Yunani kuno mengetahui bahwa sinar matahari jatuh di berbagai belahan bumi pada sudut yang berbeda. Kata “iklim” sendiri yang diterjemahkan dari bahasa Yunani kuno berarti “lereng”. Jadi, di garis khatulistiwa, sinar matahari jatuh hampir secara vertikal, itulah sebabnya di sini sangat panas. Semakin dekat ke kutub, semakin besar sudut kemiringannya. Dan suhunya turun.
2. Akibat pemanasan bumi yang tidak merata, terbentuklah arus udara di atmosfer. Mereka diklasifikasikan menurut ukurannya. Yang terkecil (puluhan dan ratusan meter) adalah angin lokal. Ini diikuti oleh musim hujan dan angin pasat, siklon dan antisiklon, serta zona frontal planet.
Semua massa udara ini terus bergerak. Beberapa di antaranya cukup statis. Misalnya saja angin pasat yang bertiup dari daerah subtropis menuju garis khatulistiwa. Pergerakan lainnya sangat bergantung pada tekanan atmosfer.
3. Tekanan atmosfer merupakan faktor lain yang mempengaruhi pembentukan iklim. Inilah tekanan udara di permukaan bumi. Seperti diketahui, massa udara bergerak dari daerah yang bertekanan atmosfer tinggi menuju daerah yang tekanannya lebih rendah.
Sebanyak 7 zona dialokasikan. Khatulistiwa adalah zona bertekanan rendah. Selanjutnya di kedua sisi garis khatulistiwa sampai dengan garis lintang tiga puluhan terdapat daerah yang bertekanan tinggi. Dari 30° hingga 60° - tekanan rendah lagi. Dan dari 60° ke kutub terdapat zona bertekanan tinggi. Massa udara bersirkulasi di antara zona-zona ini. Angin yang berhembus dari laut ke darat membawa hujan dan cuaca buruk, sedangkan angin yang bertiup dari benua membawa cuaca cerah dan kering. Di tempat-tempat di mana arus udara bertabrakan, zona depan atmosfer terbentuk, yang ditandai dengan curah hujan dan cuaca berangin yang buruk.
Para ilmuwan telah membuktikan bahwa kesejahteraan seseorang bergantung pada tekanan atmosfer. Menurut standar internasional, tekanan atmosfer normal adalah 760 mm Hg. kolom pada suhu 0°C. Indikator ini dihitung untuk wilayah daratan yang hampir rata dengan permukaan laut. Dengan ketinggian, tekanannya berkurang. Oleh karena itu, misalnya, untuk St. Petersburg 760 mm Hg. - ini adalah norma. Namun untuk Moskow yang letaknya lebih tinggi, tekanan normalnya adalah 748 mm Hg.
Perubahan tekanan tidak hanya secara vertikal, tetapi juga secara horizontal. Hal ini terutama dirasakan pada saat berlalunya angin topan.
Struktur atmosfer
Suasananya mengingatkan pada kue lapis. Dan setiap lapisan memiliki ciri khasnya masing-masing.
. Troposfer- lapisan yang paling dekat dengan bumi. "Ketebalan" lapisan ini berubah seiring dengan jarak dari ekuator. Di atas garis khatulistiwa, lapisan ini memanjang ke atas sejauh 16-18 km, di daerah beriklim sedang sejauh 10-12 km, dan di daerah kutub sejauh 8-10 km.
Di sinilah terkandung 80% total massa udara dan 90% uap air. Awan terbentuk di sini, siklon dan antisiklon muncul. Suhu udara tergantung pada ketinggian daerah tersebut. Rata-rata suhu berkurang 0,65°C untuk setiap 100 meter.
. Tropopause- lapisan transisi atmosfer. Ketinggiannya berkisar antara beberapa ratus meter hingga 1-2 km. Suhu udara di musim panas lebih tinggi dibandingkan di musim dingin. Misalnya, di atas kutub pada musim dingin suhunya -65° C. Dan di atas khatulistiwa suhunya -70° C setiap saat sepanjang tahun.
. Stratosfir- Merupakan lapisan yang batas atasnya terletak pada ketinggian 50-55 kilometer. Turbulensi di sini rendah, kandungan uap air di udara dapat diabaikan. Tapi ada banyak ozon. Konsentrasi maksimumnya berada pada ketinggian 20-25 km. Di stratosfer, suhu udara mulai meningkat hingga mencapai +0,8° C. Hal ini disebabkan lapisan ozon berinteraksi dengan radiasi ultraviolet.
. Stratopause- lapisan perantara rendah antara stratosfer dan mesosfer yang mengikutinya.
. Mesosfer- batas atas lapisan ini adalah 80-85 kilometer. Proses fotokimia kompleks yang melibatkan radikal bebas terjadi di sini. Merekalah yang memberikan cahaya biru lembut pada planet kita, yang terlihat dari luar angkasa.
Kebanyakan komet dan meteorit terbakar di mesosfer.
. Mesopause- lapisan perantara berikutnya, suhu udara setidaknya -90°.
. Termosfer- batas bawah dimulai pada ketinggian 80 - 90 km, dan batas atas lapisan membentang kira-kira pada ketinggian 800 km. Suhu udara meningkat. Suhunya dapat bervariasi dari +500° C hingga +1000° C. Pada siang hari, fluktuasi suhu mencapai ratusan derajat! Namun udara di sini sangat tipis sehingga memahami istilah “suhu” seperti yang kita bayangkan tidaklah tepat di sini.
. Ionosfir- menggabungkan mesosfer, mesopause dan termosfer. Udara di sini sebagian besar terdiri dari molekul oksigen dan nitrogen, serta plasma kuasi-netral. Sinar matahari yang memasuki ionosfer mengionisasi molekul udara dengan kuat. Di lapisan bawah (sampai 90 km) derajat ionisasinya rendah. Semakin tinggi, semakin besar ionisasinya. Jadi, pada ketinggian 100-110 km, elektron terkonsentrasi. Ini membantu memantulkan gelombang radio pendek dan menengah.
Lapisan ionosfer yang paling penting adalah lapisan atas, yang terletak pada ketinggian 150-400 km. Keunikannya adalah memantulkan gelombang radio, dan ini memfasilitasi transmisi sinyal radio dalam jarak yang cukup jauh.
Di ionosfer itulah fenomena aurora terjadi.
. Eksosfer- terdiri dari atom oksigen, helium dan hidrogen. Gas di lapisan ini sangat langka dan atom hidrogen sering kali lepas ke luar angkasa. Oleh karena itu, lapisan ini disebut “zona dispersi”.
Ilmuwan pertama yang menyatakan bahwa atmosfer kita memiliki bobot adalah E. Torricelli dari Italia. Ostap Bender, misalnya, dalam novelnya “The Golden Calf” menyayangkan bahwa setiap orang ditekan oleh kolom udara seberat 14 kg! Tapi perencana hebat itu sedikit salah. Orang dewasa mengalami tekanan 13-15 ton! Namun beban ini tidak kita rasakan, karena tekanan atmosfer diimbangi dengan tekanan internal seseorang. Berat atmosfer kita adalah 5.300.000.000.000.000 ton. Angka tersebut sangat besar, meski hanya sepersejuta dari berat planet kita.
aktivitas matahari angin fotosfer
Fotosfer (lapisan yang memancarkan cahaya) membentuk permukaan Matahari yang terlihat. Ketebalannya sesuai dengan ketebalan optik sekitar 2/3 unit. Secara absolut, fotosfer mencapai ketebalan, menurut berbagai perkiraan, dari 100 hingga 400 km. Bagian utama dari radiasi optik (tampak) Matahari berasal dari fotosfer, tetapi radiasi dari lapisan yang lebih dalam tidak lagi mencapainya. Suhu saat mendekati tepi luar fotosfer menurun dari 6600 K menjadi 4400 K. Suhu efektif fotosfer secara keseluruhan adalah 5778 K. Suhu tersebut dapat dihitung berdasarkan hukum Stefan-Boltzmann, yang menyatakan bahwa kekuatan radiasi suatu benda yang benar-benar hitam berbanding lurus dengan pangkat empat suhu tubuh.
Kromosfer (dari bahasa Yunani kuno chspmb - warna, utsbYasb - bola, bola) adalah kulit terluar Matahari, tebalnya sekitar 2000 km, mengelilingi fotosfer. Asal usul nama bagian atmosfer matahari ini dikaitkan dengan warnanya yang kemerahan, disebabkan oleh garis emisi hidrogen H-alpha merah dari deret Balmer mendominasi spektrum tampak kromosfer. Batas atas kromosfer tidak memiliki permukaan halus yang jelas; emisi panas yang disebut spikula terus-menerus muncul darinya. Jumlah spikula yang diamati secara bersamaan rata-rata 60-70 ribu. Oleh karena itu, pada akhir abad ke-19, astronom Italia Secchi, yang mengamati kromosfer melalui teleskop, membandingkannya dengan padang rumput yang terbakar. Suhu kromosfer meningkat seiring ketinggian dari 4000 hingga 20.000 K (kisaran suhu di atas 10.000 K relatif kecil).
Kepadatan kromosfer rendah, sehingga kecerahannya tidak mencukupi untuk pengamatan dalam kondisi normal. Namun saat terjadi gerhana matahari total, saat Bulan menutupi fotosfer terang, kromosfer yang terletak di atasnya menjadi terlihat dan bersinar merah. Hal ini juga dapat diamati kapan saja menggunakan filter optik pita sempit khusus. Selain garis H-alpha yang telah disebutkan dengan panjang gelombang 656,3 nm, filter juga dapat disetel ke garis Ca II K (393,4 nm) dan Ca II H (396,8 nm).
Korona adalah kulit terluar terakhir Matahari. Korona terutama terdiri dari penonjolan dan letusan energik yang memancar dan meletus beberapa ratus ribu bahkan lebih dari satu juta kilometer ke angkasa, membentuk angin matahari. Suhu rata-rata koronal berkisar antara 1.000.000 hingga 2.000.000 K, dan suhu maksimum di beberapa daerah berkisar antara 8.000.000 hingga 20.000.000 K. Meskipun suhunya sangat tinggi, suhu tersebut hanya terlihat dengan mata telanjang saat terjadi gerhana matahari total, karena kepadatannya materi di corona rendah, sehingga kecerahannya pun rendah. Pemanasan yang luar biasa hebatnya pada lapisan ini rupanya disebabkan oleh pengaruh keterikatan magnet dan pengaruh gelombang kejut. Bentuk mahkota berubah tergantung pada fase siklus aktivitas matahari: pada periode aktivitas maksimum berbentuk bulat, dan minimal memanjang di sepanjang ekuator matahari. Karena suhu corona yang sangat tinggi, ia memancarkan radiasi intens dalam rentang ultraviolet dan sinar-X. Radiasi ini tidak melewati atmosfer bumi, namun belakangan ini dimungkinkan untuk mempelajarinya menggunakan pesawat ruang angkasa. Radiasi di berbagai wilayah mahkota terjadi secara tidak merata. Terdapat daerah panas aktif dan tenang, serta lubang koronal dengan suhu relatif rendah yaitu 600.000 K, dari mana garis-garis medan magnet muncul ke angkasa. Konfigurasi magnet (“terbuka”) ini memungkinkan partikel keluar dari Matahari tanpa hambatan, sehingga angin matahari sebagian besar dipancarkan dari lubang koronal.
Angin matahari. Angin matahari mengalir dari bagian luar mahkota matahari - aliran partikel terionisasi (terutama proton, elektron, dan partikel b), menyebar dengan penurunan kepadatan secara bertahap hingga batas heliosfer. Angin matahari dibagi menjadi dua komponen – angin matahari lambat dan angin matahari cepat. Angin matahari lambat mempunyai kecepatan sekitar 400 km/s dan suhu 1,4 -1,6·10 6 K dan komposisinya sangat mirip dengan corona. Angin matahari cepat mempunyai kecepatan sekitar 750 km/s, suhu 8·10 5 K, dan komposisinya mirip dengan substansi fotosfer. Angin matahari yang lambat dua kali lebih padat dan kurang konstan dibandingkan angin matahari yang cepat. Angin matahari lambat memiliki struktur yang lebih kompleks dengan wilayah turbulensi.
bagian dari atmosfer matahari
Deskripsi alternatifHiasan kepala yang merupakan simbol kekuasaan monarki
Atribut raja
Di Rusia hingga tahun 1917 - hiasan kepala penguasa yang berharga sebagai simbol kekuasaan pangeran dan kerajaan
Mahkota Kaisar
Hiasan kepala terkait dengan penemuan Archimedes yang terkenal
Tanda martabat kerajaan
Salah satu tanda kerajaan monarki
Halo di sekitar benda angkasa
Penutupan Tsar
Mahkota kerajaan dihiasi dengan permata
Hiasan kepala kerajaan
Bagian dari atmosfer bintang
Novel karya penulis Rusia O. P. Smirnov “Utara…”
Apa itu tiara?
Simbol kekuatan di kepala
Latin "mahkota"
Hiasan kepala raja
The Elusive Ones membawanya kembali
Mahkota Raja
Mahkota kerajaan
Gaun yang cocok untuk seorang raja
Mahkota raja
Konstelasi Selatan...
Mahkota emas
Mahkota (Latin)
Hiasan kepala raja
Apa yang dilakukan kepala raja
Mahkota kerajaan
Hiasan kepala kerajaan yang berharga
Mahkota Yang Mulia
Mahkota surya
Merek coklat kerajaan
Mahkota
Hiasan kepala surya
Benda ditempatkan di kepala kerajaan
Simbol kekuasaan monarki
. (koruna) hiasan bergerigi di bagian atas mahkota ikon
Topi raja
Cokelat dengan nama kerajaan
Hiasan kepala yang berharga
Simbol kekuasaan kerajaan
Mahkota Kaisar
Bir Meksiko
Apa yang ada di kepala raja?
topi raja
Hiasan kepala raja
Mahkota kerajaan dihiasi dengan permata
Hiasan kepala yang berharga, salah satu item upacara istana
Halo di sekitar benda angkasa
G. hiasan kepala terbuat dari emas dengan batu mahal; inilah salah satu tanda kebesaran milik penguasa: mahkota, pinggiran emas, disatukan dengan lengkungan pada mahkota, dengan tanda konvensional derajat pangkat penguasa. Mahkota kepausan disebut tiara. Mahkota Besi Lombard, akhir abad keenam. Charlemagne dan Napoleon yang Pertama dinobatkan. Perbendaharaan, pemerintah. Pejabat dari mahkota, bukan melalui pemilihan. Benteng mahkota, tembok pembatas, militer. bidang atasnya. Mahkota akan berkurang. hiasan berupa mahkota; olon. hiasan kepala gadis itu, pita. Mahkota, berkaitan dengan mahkota, negara, dari perbendaharaan, atau milik negara. Berbentuk mahkota, berbentuk mahkota, berbentuk, dibuat berbentuk mahkota. Untuk memahkotai seseorang, untuk pertama kalinya menempatkan mahkota di kepala orang yang berdaulat, untuk melakukan upacara penobatan gereja yang khusyuk; untuk memahkotai kerajaan. -sya, untuk dinobatkan; mahkotai dirimu sendiri. Penobatan Rabu. penobatan w. melakukan ritual ini; pertama, maksudnya tindakan; kedua, makna acara dan perayaan itu sendiri
Latin "mahkota"
Merek coklat kerajaan
Novel karya penulis Rusia O. P. Smirnov "Utara..."
Hiasan kepala surya
Apa itu tiara
Apa yang ada di kepala raja?
Mahkota Raja
Hiasan kepala eksekutif tidak pantas di republik
Ushanka milik petani, tapi milik Tsar?
Suasana
Atmosfer bumi adalah udara yang kita hirup, lapisan gas bumi yang tidak asing lagi bagi kita. Planet lain juga mempunyai cangkang seperti itu. Bintang seluruhnya terbuat dari gas, namun lapisan terluarnya disebut juga atmosfer. Dalam hal ini, lapisan di mana setidaknya sebagian radiasinya dapat dengan bebas keluar ke ruang sekitarnya tanpa diserap oleh lapisan di atasnya dianggap eksternal.
Fotosfer
Fotosfer Matahari dimulai 200-300 km lebih dalam dari tepi piringan matahari yang terlihat. Lapisan atmosfer terdalam ini disebut fotosfer. Karena ketebalannya tidak lebih dari sepertiga ribu jari-jari matahari, fotosfer kadang-kadang disebut permukaan Matahari.
Kepadatan gas di fotosfer kira-kira sama dengan di stratosfer bumi, dan ratusan kali lebih kecil dibandingkan di permukaan bumi. Suhu fotosfer menurun dari 8000 K pada kedalaman 300 km menjadi 4000 K di lapisan paling atas. Suhu lapisan tengah, radiasi yang kita rasakan, adalah sekitar 6000 K.
Dalam kondisi seperti itu, hampir semua molekul gas terurai menjadi atom-atom individual. Hanya di lapisan paling atas fotosfer yang relatif sedikit molekul sederhana dan radikal jenis H2, OH, dan CH yang terawetkan.
Peran khusus di atmosfer matahari dimainkan oleh ion hidrogen negatif, yang tidak ditemukan di alam bumi, yaitu proton dengan dua elektron. Senyawa yang tidak biasa ini terjadi di lapisan fotosfer terluar yang paling tipis dan “terdingin” ketika elektron bebas bermuatan negatif, yang dibawa oleh atom kalsium, natrium, magnesium, besi, dan logam lainnya yang mudah terionisasi, “menempel” pada atom hidrogen netral. Saat dihasilkan, ion hidrogen negatif memancarkan sebagian besar cahaya tampak. Ion-ion tersebut dengan rakus menyerap cahaya yang sama, itulah sebabnya opasitas atmosfer meningkat dengan cepat seiring bertambahnya kedalaman. Oleh karena itu, tepian Matahari yang terlihat tampak sangat tajam bagi kita.
Hampir semua pengetahuan kita tentang Matahari didasarkan pada studi tentang spektrumnya - garis sempit berwarna-warni yang sifatnya sama seperti pelangi. Untuk pertama kalinya, dengan menempatkan prisma di jalur sinar matahari, Newton menerima garis seperti itu dan berseru:
"Spektrum!" (Spektrum Latin - "penglihatan"). Belakangan, garis-garis gelap terlihat pada spektrum Matahari dan dianggap sebagai batas warna. Pada tahun 1815, fisikawan Jerman Joseph Fraunhofer memberikan penjelasan rinci pertama tentang garis-garis tersebut dalam spektrum matahari, dan garis-garis tersebut mulai dinamai menurut namanya. Ternyata garis Fraunhofer berhubungan dengan bagian tertentu dari spektrum yang diserap kuat oleh atom berbagai zat (lihat artikel “Analisis Cahaya Tampak”). Dalam teleskop dengan perbesaran tinggi, Anda dapat mengamati detail halus fotosfer: semuanya tampak berserakan butiran kecil terang - butiran, dipisahkan oleh jaringan jalur gelap yang sempit. Granulasi adalah hasil percampuran aliran gas hangat yang naik dan aliran gas dingin yang turun. Perbedaan suhu di antara mereka di lapisan luar relatif kecil (200-300 K), tetapi lebih dalam, di zona konvektif, lebih besar, dan pencampuran terjadi lebih intens. Konveksi di lapisan luar Matahari berperan besar dalam menentukan struktur atmosfer secara keseluruhan.
Pada akhirnya, konveksi, sebagai akibat interaksi kompleks dengan medan magnet matahari, yang menjadi penyebab berbagai manifestasi aktivitas matahari. Medan magnet terlibat dalam semua proses di Matahari. Kadang-kadang, medan magnet terkonsentrasi muncul di wilayah kecil di atmosfer matahari, beberapa kali lebih kuat daripada di Bumi. Plasma terionisasi adalah konduktor yang baik; ia tidak dapat bercampur melintasi garis induksi magnet dari medan magnet yang kuat. Oleh karena itu, di tempat seperti itu, pencampuran dan naiknya gas panas dari bawah terhambat, dan muncul area gelap - bintik matahari. Dengan latar belakang fotosfer yang mempesona, tampak hitam pekat, meski kenyataannya kecerahannya hanya sepuluh kali lebih lemah.
Seiring waktu, ukuran dan bentuk bintik berubah drastis. Muncul dalam bentuk titik yang hampir tidak terlihat - pori-pori, titik tersebut secara bertahap bertambah ukurannya hingga beberapa puluh ribu kilometer. Bintik-bintik besar, biasanya, terdiri dari bagian gelap (inti) dan bagian yang kurang gelap - penumbra, yang strukturnya membuat bintik tersebut tampak seperti pusaran. Bintik-bintik tersebut dikelilingi oleh area fotosfer yang lebih terang, yang disebut faculae atau flare field.
Fotosfer secara bertahap berpindah ke lapisan luar atmosfer matahari yang lebih tipis - kromosfer dan mahkota.
Kromosfer
Kromosfer (Yunani: “bola warna”) dinamakan demikian karena warnanya yang ungu kemerahan. Hal ini terlihat selama gerhana matahari total sebagai cincin terang yang tidak rata di sekitar piringan hitam Bulan, yang baru saja menutupi Matahari. Kromosfer sangat heterogen dan sebagian besar terdiri dari lidah memanjang (spikula), sehingga tampak seperti rumput terbakar. Suhu pancaran kromosfer ini dua hingga tiga kali lebih tinggi dibandingkan di fotosfer, dan kepadatannya ratusan ribu kali lebih kecil. Total panjang kromosfer adalah 10-15 ribu kilometer.
Peningkatan suhu di kromosfer disebabkan oleh rambat gelombang dan medan magnet yang menembusnya dari zona konvektif. Zat tersebut dipanaskan dengan cara yang hampir sama seperti jika zat tersebut berada dalam oven microwave raksasa. Kecepatan gerak termal partikel meningkat, tumbukan antar partikel menjadi lebih sering, dan atom kehilangan elektron terluarnya: zat menjadi plasma terionisasi panas. Proses fisik yang sama ini juga mempertahankan suhu yang luar biasa tinggi di lapisan terluar atmosfer matahari, yang terletak di atas kromosfer.
Seringkali selama gerhana (dan dengan bantuan instrumen spektral khusus - dan tanpa menunggu gerhana) di atas permukaan Matahari seseorang dapat mengamati “air mancur”, “awan”, “corong”, “semak”, “lengkungan” dan “lengkungan” yang berbentuk aneh. formasi bercahaya terang lainnya dari zat kromosfer. Mereka bisa diam atau berubah perlahan, dikelilingi oleh pancaran melengkung halus yang mengalir masuk atau keluar kromosfer, naik puluhan dan ratusan ribu kilometer. Ini adalah formasi paling ambisius dari atmosfer matahari - yang menonjol. Jika diamati pada garis spektral merah yang dipancarkan atom hidrogen, mereka tampak dengan latar belakang piringan matahari sebagai filamen gelap, panjang, dan melengkung.
Tonjolan memiliki kepadatan dan suhu yang kira-kira sama dengan Kromosfer. Namun mereka berada di atasnya dan dikelilingi oleh lapisan atas atmosfer matahari yang lebih tinggi dan sangat tipis. Penonjolan tidak jatuh ke dalam kromosfer karena materinya didukung oleh medan magnet daerah aktif Matahari.
Untuk pertama kalinya, spektrum penonjolan di luar gerhana diamati oleh astronom Perancis Pierre Jansen dan rekannya dari Inggris Joseph Lockyer pada tahun 1868. Celah spektroskop diposisikan sedemikian rupa sehingga memotong tepi Matahari, dan jika penonjolan adalah terletak di dekatnya, maka spektrum radiasinya dapat terlihat. Dengan mengarahkan celah pada bagian menonjol atau kromosfer yang berbeda, dimungkinkan untuk mempelajarinya dalam beberapa bagian. Spektrum penonjolan, seperti kromosfer, terdiri dari garis-garis terang, terutama hidrogen, helium, dan kalsium. Garis emisi dari unsur kimia lain juga ada, namun jauh lebih lemah.
Beberapa benda menonjol, yang sudah lama tidak berubah, tiba-tiba tampak meledak, dan materinya terlempar ke ruang antarplanet dengan kecepatan ratusan kilometer per detik. Kemunculan kromosfer juga sering berubah, menunjukkan adanya pergerakan terus menerus dari gas-gas penyusunnya.
Terkadang hal serupa dengan ledakan terjadi di wilayah yang sangat kecil di atmosfer Matahari. Inilah yang disebut suar kromosfer. Biasanya berlangsung beberapa puluh menit. Selama kilatan cahaya pada garis spektral hidrogen, helium, kalsium terionisasi, dan beberapa elemen lainnya, pancaran bagian terpisah dari kromosfer tiba-tiba meningkat puluhan kali lipat. Radiasi ultraviolet dan sinar-X meningkat sangat kuat: terkadang kekuatannya beberapa kali lebih tinggi daripada total kekuatan radiasi Matahari di wilayah spektrum gelombang pendek sebelum suar.
Bintik-bintik, obor, tonjolan, semburan kromosfer - semua ini adalah manifestasi aktivitas matahari. Dengan meningkatnya aktivitas, jumlah formasi di Matahari meningkat.
Mahkota
Berbeda dengan fotosfer dan kromosfer, bagian terluar atmosfer Matahari - korona - memiliki luas yang sangat luas: meluas hingga jutaan kilometer, yang setara dengan beberapa jari-jari matahari, dan perluasan lemahnya bahkan lebih jauh lagi.
Kepadatan materi di korona matahari menurun seiring dengan ketinggian jauh lebih lambat dibandingkan kepadatan udara di atmosfer bumi. Penurunan kepadatan udara seiring naiknya udara ditentukan oleh gravitasi bumi. Di permukaan Matahari, gaya gravitasi jauh lebih besar, dan tampaknya atmosfernya tidak tinggi. Kenyataannya, ini luar biasa luas. Akibatnya, ada beberapa gaya yang melawan gaya tarik Matahari. Gaya-gaya ini terkait dengan kecepatan pergerakan atom dan elektron yang sangat besar di korona, yang memanas hingga suhu 1 - 2 juta derajat!
Korona paling baik diamati selama fase gerhana matahari total. Benar, dalam beberapa menit yang berlangsung, sangat sulit untuk membuat sketsa tidak hanya detail individu, tetapi bahkan tampilan umum mahkota. Mata pengamat baru mulai terbiasa dengan senja yang tiba-tiba, dan sinar terang Matahari yang muncul dari balik tepi Bulan menandakan berakhirnya gerhana. Oleh karena itu, sketsa mahkota yang dibuat oleh pengamat berpengalaman pada saat gerhana yang sama seringkali sangat berbeda. Bahkan tidak mungkin menentukan warnanya secara akurat.
Penemuan fotografi memberi para astronom metode penelitian yang obyektif dan dokumenter. Namun, mendapatkan bidikan mahkota yang bagus juga tidaklah mudah. Faktanya adalah bagian yang paling dekat dengan Matahari, yang disebut mahkota bagian dalam, relatif terang, sedangkan bagian terjauh dari mahkota matahari tampak bercahaya sangat pucat. Oleh karena itu, jika mahkota luar terlihat jelas di foto, mahkota bagian dalam menjadi terlalu terang, dan pada foto yang detail mahkota bagian dalam terlihat, mahkota bagian luar sama sekali tidak terlihat. Untuk mengatasi kesulitan tersebut, saat terjadi gerhana mereka biasanya mencoba mengambil beberapa foto corona sekaligus - dengan shutter speed tinggi dan rendah. Atau corona difoto dengan menempatkan filter “radial” khusus di depan pelat fotografi, yang melemahkan zona annular bagian dalam cerah corona. Dalam foto-foto tersebut, strukturnya dapat ditelusuri hingga jarak beberapa jari-jari matahari.
