G堯wna

Budowa

Fotosfera

Chromosfera

Korona s這neczna

Za熤ienie

















































































































































































Budowa S這鎍a


S這鎍e jest kul zjonizowanego gazu o masie oko這 21030 kg, z czego 74% stanowi wod鏎, 25% hel, a niespe軟a 1% pierwiastki ci篹sze i sporadycznie wyst瘼uj帷e proste zwi您ki chemiczne. Kula plazmy utrzymywana jest w r闚nowadze hydrostatycznej dzi瘯i sile grawitacji z jednej strony i rosn帷ym wraz z g喚boko軼i ci郾ieniem gazu, kt鏎e r闚nowa篡 ci篹ar materii znajduj帷ej si powy瞠j. W centrum ci郾ienie osi庵a warto嗆 1016 Pa, co jest wynikiem faktu, 瞠 j康ro rozgrzewa si do temperatury kilkunastu milion闚 stopni, w kt鏎ej to temperaturze mog ju zachodzi reakcje j康rowe. W przypadku gwiazd ci庵u g堯wnego reakcj j康row, kt鏎a dostarcza energii jest przemiana wodoru w hel. G瘰to嗆 materi w j康rze S這鎍a wynosi 1,5105 kg/m3, jednak wysoka temperatura utrzymuje materi w stanie gazowym, natomiast g瘰to嗆 gazu na powierzchni wynosi 10-4 kg/m3, czyli jest to prawie pr騜nia. Na podstawie odmiennych w豉sno軼i plazmy i proces闚 w niej zachodz帷ych, kt鏎e wynikaj z r騜nic w g瘰to軼i i temperaturze, mo積a wyr騜ni trzy r騜ne obszary wewn徠rz S這鎍a.




J康ro


J康ro - jest to kula o promieniu 0,25 RZ (0,25 promienia S這鎍a). Na podstawie tzw. modelu standardowego oszacowano, 瞠 zawarto嗆 wodoru w j康rze wynosi dzi ok. 40%. W j康rze powstaje 95% ca貫j energii produkowanej przez S這鎍e. Pozosta貫 5% powstaje w warstwach znajduj帷ych si bezpo鈔ednio nad j康rem, gdy tempo reakcji j康rowych maleje wraz ze zmniejszaj帷 si temperatur. Energia powstaje w reakcjach fuzji 4 proton闚 w j康ro helu. Istniej dwa rodzaje cykl闚. 1% energii pochodzi z cyklu C-N-O, gdy jest to efektywne 廝鏚這 energii dopiero w wy窺zych temperaturach, ni te w naszej gwie寮zie dziennej. Prawie ca豉 wi璚 energia powstaje podczas reakcji cyklu proton-proton (pp). Cykl ten posiada trzy ga喚zie. Najcz窷ciej (86%) zachodzi cykl ppl. Sk豉da si on z trzech reakcji:


p + p → 2H + e+ + ve (1,44)

2H + p → 3He + γ (5,494)

3He + 3He → 4He + 2p + γ (12,860)


14% energii powstaje w reakcjach tworzenia berylu:


3He + 4He → 7Be + γ (1,586)


Dalej reakcja ta mo瞠 przebiega na dwa sposoby. W 99% przypadk闚 b璠zie przebiega w reakcji ppll:


7Be + e-7Li + ve (0,862)

7Li + p → 24He (17,348)

lub w reakcji pplll:


7Be + p → 8B + γ (0,137)

8B → 8Be + e+ + ve(15,1)

8Be → 24He (2,995)

Najrzadziej, bo w jednym przypadku na czterysta, zamiast fuzji dw鏂h proton闚 zachodzi reakcja pep:


p + e- + p → 2H + ve(1,442)

Udzia tej reakcji w produkcji energii jest tak niewielki, 瞠 mo積a go pomin望, lecz jest ona 廝鏚貫m wysokoenergetycznych neutrin.


W nawiasach podana jest ilo嗆 energii uwolnionej w reakcjach, w MeV.


Masa j康ra helu jest mniejsza od masy czterech proton闚 o 0,71%, niezale積ie od rodzaju reakcji w jakiej hel powstaje. Masa ta jest zamieniana na energi r闚n 26,732 MeV. 98% energii jest zabieranych z j康ra przez fotony, a 2% przez neutrina. Sugeruje to, 瞠 S這鎍e w trakcie swojego 篡cia musi traci mas, w tempie r闚nym mocy promieniowania, kt鏎e wynosi w przybli瞠niu L/c2 = 4x109 kg/s.

Gdyby przyj望, 瞠 S這鎍e traci mas w takim tempie przez ca貫 swoje 篡cie to ca趾owita utrata masy wynosi豉by w przybli瞠niu 6,5x1026 kg. Dla por闚nania warto嗆 ta jest mniejsza ni niepewno嗆, z jak wyznaczamy obecnie mas S這鎍a. Fotony, kt鏎e powstaj w reakcjach j康rowych, jako wysokoenergetyczne fotony promieniowania gamma i rentgenowskiego oddzia逝j z materi, podczas przemieszczania si ku powierzchni, powoli trac energi, w efekcie czego wi瘯szo嗆 z nich wy鈍iecana jest jako promieniowanie optyczne i podczerwone.

Czas jaki potrzebuje energia na opuszczenie j康ra i dotarcie na powierzchni to kilka milion闚 lat, natomiast neutrina poruszaj si z pr璠ko軼i blisk pr璠ko軼i 鈍iat豉 i prawie nie oddzia逝j z mijan materi, na pokonanie tej samej drogi potrzebuj zaledwie dw鏂h sekund.




Otoczka


Ponad j康rem znajduje si warstwa promienista, kt鏎ej temperatura jest zbyt niska by wydajnie zachodzi造 w niej reakcje termoj康rowe. Materia jest tu ju chemicznie jednorodna. Energia wyprodukowana w j康rze jest transportowana przez kolejne warstwy otoczki ku powierzchni.

G喚biej, przy temperaturze wy窺zej od 2 mln K, materia jest ca趾owicie zjonizowana i przezroczysta dla promieniowania, a transport energii zachodzi tak samo jak w j康rze przez dyfuzj promieniowania. Warto zwr鏂i uwag na fakt, 瞠 proces transportu energii zachodzi w warunkach r闚nowagi promienistej, czyli bior帷 jak彗olwiek obj皻o嗆, to ilo嗆 promieniowania wnoszonego do niej przez fotony, jest r闚na energii foton闚 opuszczaj帷ych t obj皻o嗆. Poniewa g瘰to嗆 gazu w otoczce gwa速ownie spada najpierw hel, a p騧niej tak瞠 wod鏎 przestaj by ca趾owicie zjonizowane i staj si nieprzezroczyste dla promieniowania, kt鏎e ulega absorpcji. Ogrzewana w ten spos鏏 materia otoczki zwi瘯sza swoj obj皻o嗆 i staje si l瞠jsza od otoczenia, przez co wznosi si ku g鏎ze.

Otoczka konwekcyjna rozci庵a si do samej powierzchni S這鎍a. Grubo嗆 tej warstwy to ok. 0,3 R?, ale zawiera ona tylko 2% ca趾owitej masy gwiazdy. Zewn皻rzne warstwy strefy konwekcyjnej mo瞠my obserwowa w postaci zmieniaj帷ego si wzoru granulacji. Jasne obszary zawieraj gor帷, wynurzaj帷 si materi, a w御kie ciemniejsze pasma ch這dniejsz, ton帷 materi. Granule maj 鈔ednic 1000 do 2000 km.

Najlepszym sposobem na poznanie w豉sno軼i otoczki i jej rozmiar闚 s badania heliosejsmologiczne. W 1960 roku Robert B. Leighton zaobserwowa jako pierwszy oscylacje zewn皻rznych warstw gazu. Obecnie znamy do嗆 dobrze widmo tych drga, od 3 do 12 minut. Odpowiedzialne za to zjawisko s fale akustyczne, kt鏎e mo積a wykorzysta do bada wn皻rza S這鎍a w taki sam spos鏏 jak drgania skorupy ziemskiej wykorzystuje si do poznania wn皻rza Ziemi. Fale akustyczne s zaburzeniami ci郾ienia, generowanymi przez turbulentn konwekcj w otoczce S這鎍a.

Po odbiciu od warstw, w kt鏎ych ci郾ienie maleje fale akustyczne wracaj w g陰b otoczki. Poniewa pr璠ko嗆 d德i瘯u zale篡 od temperatury i ro郾ie wraz z g喚boko軼i trajektoria fali nie jest lini prost. Na skutek ugi璚ia trajektorii fala mo瞠 osi庵n望 tylko ograniczon g喚boko嗆, po czym wraca ku powierzchni. Fala wi璚 obiega S這鎍e wewn徠rz sfery, w kt鏎ej jest uwi瞛iona. Na podstawie cz瘰totliwo軼i drga mo積a okre郵i jak g喚boko dana fala odbija si, a znaj帷 jej pr璠ko嗆 mo積a zmierzy w豉sno軼i o鈔odka gazowego, przez kt鏎y przechodzi. Na tej podstawie wyznaczono na przyk豉d czas obrotu poszczeg鏊nych warstw.

Warstwy podpowierzchniowe poruszaj si podobnie jak powierzchnia, kt鏎ej pe貫n obr鏒 na r闚niku trwa 25 dni, a na biegunach 36. Warstwa promienista obraca si jednorodnie w czasie ok. 28 dni, natomiast czas obrotu j康ra, kt鏎y jest najtrudniejszy do zmierzenia, zawiera si w przedziale mi璠zy 15 a 20 dni.




Atmosfera


Atmosfera s這neczna - jest to warstwa zjonizowanego gazu otaczaj帷a S這鎍e. Atmosfer s這neczn mo瞠my podzieli na trzy g堯wne warstwy:



  • fotosfera
  • chromosfera
  • korona


  • Opisywane trzy warstwy wydzielaj si bardzo dobrze na wykresie przebiegu zmian temperatury w zale積o軼i od wysoko軼i w atmosferze S這鎍a. Temperatura przy powierzchni S這鎍a wynosi oko這 6000 K nast瘼nie temperatura spada do warto軼i ok 4170 K (tzw. minimum temperaturowe) - jest to fotosfera. Fotosfera s這neczna ma grubo嗆 oko這 600 km. Oddalaj帷 si w g鏎 od minimum temperaturowego (chromosfera niska i 鈔ednia) obserwujemy powolny wzrost temperatury a nast瘼nie skok do oko這 10 000 K. Tu zaczyna si chromosfera wysoka. Chromosfera S這鎍a, cho jest struktur bardzo niejednorodn, w przybli瞠niu mo瞠 by opisana jako warstwa o grubo軼i oko這 2000 km. Ponad chromosfer nast瘼uje gwa速owny wzrost temperatury do warto軼i oko這 koronalnych. T bardzo cienk warstw nazywamy warstw przej軼iow. Na wysoko軼i ok. 3000 km zaczyna si korona (niska korona). Temperatura dalej ro郾ie, a do osi庵ni璚ia warto軼i oko這 2 mln K na wysoko軼i 75 000 km (wysoka korona).




    Zjawiska zachodz帷e we wszystkich warstwach atmosfery s這necznej


    Granule


    Granule - s to niewielkie (do 1400 km 鈔ednicy) kom鏎ki konwekcyjne plazmy wynoszone do g鏎y w strefie konwekcyjnej S這鎍a, o temperaturze wy窺zej ni 鈔ednia temperatura powierzchni. Ziarnisty wygl康 powierzchni S這鎍a pochodzi od szczyt闚 granul i nosi nazw granulacji. Brzegi granul s ciemniejsze, gdy tworzy je zimniejsza, opadaj帷a plazma. Jednak r騜nice jasno軼i mi璠zy 鈔odkiem a brzegiem granuli nie s du瞠, i wynosz ledwie kilkana軼ie procent 鈔edniej warto軼i.

    Pomiary przesuni耩 dopplerowskich granul dostarczaj potwierdzenia dla ich konwekcyjnej natury. W 鈔odku granul plazma wznosi si z pr璠ko軼i ok. 400m/s i rozp造wa na boki z pr璠ko軼i ok. 250 m/s.

    Czas istnienia typowej granuli wynosi 8 minut, aczkolwiek niekt鏎e granule mog istnie nawet do 20 minut. Po tym czasie granula zanika, a jej miejsce zajmuje nowa. Niekt鏎e granule ulegaj gwa速ownym przemianom, kt鏎e okre郵a si mianem eksplozji. Granula taka ko鎍zy swe istnienie jako rozpadaj帷y si pier軼ie.

    Jedn z pierwszych os鏏 obserwuj帷ych granulacj by Carl Friedrich Gauss, kt鏎y opisa powierzchni S這鎍a jako gotuj帷 si zup ry穎w.




    Pochodnie s這neczne


    Pochodnie s這neczne - s to obszary atmosfery s這necznej pobudzone do silniejszej emisji promieniowania w zakresie optycznym lub ultrafioletowym. Wyst瘼uj w s御iedztwie plam s這necznych wchodz帷 w sk豉d kompleksu zjawisk zwanym obszarem aktywnym. Wyr騜nia si dwa podstawowe rodzaje pochodni.

    Pochodnie fotosferyczne, obserwowane na poziomie fotosfery, maj kszta速 zawi造ch jasnych p鏊, cz瘰to w kszta販ie powik豉nych w堯kien. Mo積a je zaobserwowa tylko blisko brzegu tarczy s這necznej, gdzie promieniowanie fotosfery jest os豉bione (dzi瘯i pociemnieniu brzegowemu). W 鈔odku tarczy pochodnie znikaj na tle fotosfery.

    Przeci皻na powierzchnia zajmowana przez pochodnie jest dwa razy wi瘯sz od tej zajmowanej przez plamy. Pochodnie pojawiaj si przed plamami, a znikaj dopiero po d逝窺zym czasie od znikni璚ia danej grupy plam. Pochodnie wykazuj podobn granulacj jak fotosfera. Nadal jednak s widoczne rozbie積o軼i na temat temperatury, oraz rodzaju, czasu 篡cia, czy rozmiar闚 granul.

    Jasno嗆 pochodni wzrasta ku fioletowemu ko鎍owi widma. W g鏎nych warstwach pochodnie s gor皻sze, a w g喚bszych ch這dniejsze od fotosfery (prawdopodobnie r騜nica temperatur wynosi oko這 100 K).

    Pochodnie chromosferyczne, obserwowane na poziomie chromosfery w zakresie ultrafioletowym, b康 w j康rach silnych fotosferycznych linii absorpcyjnych, jak linia H? lub linie H i K jonu Ca(II). Te pochodnie maj znacznie wi瘯sze rozmiary ni pochodnie fotosferyczne. S jednym z pierwszych oznak pojawiania si kolejnego obszaru aktywnego.