Ήλιος είναι ο αστέρας του "δικού μας" Αστρικού Συστήματος που αποκαλείται εξ αιτίας του Ηλιακό Σύστημα.
Ο Ήλιος είναι μια θερμή σφαίρα αερίων στο εσωτερικό της οποίας γίνονται θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Αποτέλεσμα των αντιδράσεων είναι η παραγωγή ενέργειας η οποία ύστερα από εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια φτάνει στην επιφάνεια του ήλιου και στη συνέχεια μόλις σε 8,3 λεπτά φτάνει στη γη.Tο μεγάλο ενδιαφέρον που παρουσιάζει η μελέτη του ήλιου καθώς και οι ειδικές συνθήκες παρατήρησης του, δημιούργησαν έναν ιδιαίτερο κλάδο της αστροφυσικής, την ηλιακή φυσική. Βέβαια το γεγονός ότι ο ήλιος βρίσκεται κοντά στη γη μας κάνει πολλές φορές να ξεχνάμε ότι είναι και αυτός ένας αστέρας από τους δισεκατομμύρια του γαλαξία μας που βλέπουμε με γυμνό μάτι στο νυχτερινό ουρανό. Έτσι τα συμπεράσματα από τη μελέτη του μπορούμε να τα γενικεύσουμε για ένα πολύ μεγάλο πλήθος αστέρων.
Βασικά χαρακτηριστικά του Ηλίου
Μάζα: 332,830 γήινες μάζες
Μέση πυκνότητα: 1.410 gm/cm^3
Περίοδος περιστροφής: 25 έως 36 μέρες
Μέση θερμοκρασία επιφανείας: 6,000°C
Ηλικία: 4.5 δις χρόνια
Ακτίνα Ήλιου: 108.97 γήινες ακτίνες
Χημική Σύσταση: Υδρογόνο 70.5%, Ήλιο 28.2%, Μέταλλα (O,Fe,C) 1.3%
Φασματικός τύπος: G2V (Κύρια ακολουθία)
Ό Ήλιος αποτελείται από τα εξής μέρη :
Α) Τον πυρήνα με ακτίνα 0,25 της ηλιακής ακτίνας με θερμοκρασία 1,5x10^7 Κ όπου γίνονται οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης του υδρογόνου σε ήλιο οι οποίες αποτελούν την κύρια πηγή ενέργειας του ήλιου.
Β) Τη ζώνη ακτινοβολίας πάχους 0,60 ακτίνες ηλίου που περιβάλει τον πυρήνα και στην οποία μεταφέρεται η ενέργεια με την μορφή ακτινοβολίας.
Γ) Τη ζώνη μεταφοράς πάχους 0,15 ακτίνες ηλίου όπου δημιουργούνται φαινόμενα στροβιλισμού από τα ρεύματα μεταφοράς και έτσι η ενέργεια διαδίδεται προς τα έξω με μεταφορά της ύλης.
Δ) Τη φωτόσφαιρα πάχους 500 Km πάνω στην οποία παρατηρούνται φαινόμενα όπως οι κόκκοι, οι κηλίδες και οι πυρσοί και αποτελεί τον ορατό δίσκο του ήλιου. Ακριβέστερα, είναι το θερμό αδιαφανές κέλυφος που παράγει το παρατηρούμενο συνεχές φάσμα του ήλιου και αρχίζει ακριβώς μετά τη ζώνη μεταφοράς. Η φωτόσφαιρα έχει κοκκώδη υφή σαν την επιφάνεια ενός παχύρρευστου υγρού που βράζει. Κάθε μια από τις φυσαλίδες-κόκκους της φωτόσφαιρας έχει ακανόνιστο σχήμα με μέση διάσταση 2.000 km. το φαινόμενο αυτό ονομάζεται φωτοσφαιρική κοκκίαση και οφείλεται σε ανοδικά ρεύματα ζεστών αερίων που σχηματίζονται στη βάση της φωτόσφαιρας.
Ε) Τη χρωμόσφαιρα που έχει χρώμα κοκκινωπό και εκτείνεται σε ύψος 10.000-15.000 km. Εκεί παρατηρούνται οι προεξοχές και σε αυτή την περιοχή οφείλονται οι σκοτεινές γραμμές του φάσματος απορρόφησης του ήλιου. Το κοκκινωπό χρώμα της προέρχεται από την εκπομπή ακτινοβολίας από τη γραμμή Ηa του ουδέτερου υδρογόνου. Η πυκνότητα της χρωμόσφαιρας είναι χίλιες φορές μικρότερη από αυτή της φωτόσφαιρας και αυτός είναι ο λόγος που είναι διαφανής στο φως.
Στ) Το στέμμα που εκτείνεται προς το μεσοπλανητικό χώρο χωρίς να έχει σταθερή μορφή. Από το 1930 με το στεμματογράφο Lyot μπορεί να παρατηρηθεί κάθε στιγμή και όχι όπως πριν μόνο κατά την διάρκεια των ηλιακών εκλείψεων. Η λαμπρότητα του στέμματος είναι αντίστοιχη με αυτή της πανσελήνου. Το φάσμα του στέμματος έχει κάποιες λαμπρές γραμμές που αποτελούσαν μυστήριο για πολλά χρόνια μια και δεν μπορούσαν οι αστρονόμοι να καταλάβουν ποιο στοιχείο μπορεί να τις προκαλεί. Τελικά αποδείχτηκε ότι προέρχονταν από έντονα ιονισμένα άτομα στοιχείων, ο ιονισμός των οποίων οφείλεται στην εξαιρετικά υψηλή θερμοκρασία του στέμματος.
Στον ήλιο και σε όλους τους αστέρες η ενέργεια παράγεται από την
πυρηνική σύντηξη. Στην τωρινή φάση της ζωής του ήλιου από το υδρογόνο
που υπάρχει στον πυρήνα του μέσω της πυρηνικής σύντηξης παράγεται ήλιο. Η
αντίδραση αυτή γίνεται καθώς πρωτόνια συγκρούονται και δημιουργούν
πυρήνες ηλίου ενώ ταυτόχρονα απελευθερώνεται ενέργεια με τη μορφή ακτινών γ και νετρίνων. Η συγκεκριμένη αντίδραση ονομάζεται αλυσίδα πρωτονίου-πρωτονίου (p-p)
και απελευθερώνει ενέργεια 4,2x10-12 J για τη δημιουργία ενός πυρήνα
ηλίου. Για να δικαιολογηθεί η φωτεινότητα του ήλιου θα πρέπει ηλιακή
μάζα ίση με 140 τρισεκατομμύρια τόνους να μετατρέπεται σε ενέργεια κατά
τη διάρκεια ενός χρόνου. Με τη διαδικασία p-p αυξάνεται η περιεκτικότητα
του ήλιου σε ήλιο και μειώνεται σε υδρογόνο. Ωστόσο μόνο το υδρογόνο
που βρίσκεται κοντά και μέσα στον πυρήνα του ηλίου χρησιμοποιείται,
δηλαδή το 10% της ολικής του μάζας. Άρα η ενέργεια που ακτινοβολείται
από τον ήλιο προέρχεται από τον πυρήνα του. Ωστόσο ένα φωτόνιο που
γεννήθηκε στον πυρήνα του ηλίου για να καταφέρει να φτάσει στην
επιφάνειά του απαιτείται πολύ μεγάλο χρονικό διάστημα, λόγω των συνεχών
«συγκρούσεων». Συγκεκριμένα οι ακτίνες που βλέπουμε
σήμερα έχουν γεννηθεί πριν από εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια. Ο ήλιος έχει
τεράστια αποθέματα από υδρογόνο. Βέβαια κάποτε το υδρογόνο θα
εξαντληθεί και θα αρχίσει σε αυτή τη φάση του ήλιου η σύντηξη ηλίου σε
βαρύτερα στοιχεία. Τότε ο ρυθμός παραγωγής ενέργειας θα αλλάξει και όταν
συμβεί αυτό η διάμετρος, η θερμοκρασία και η λαμπρότητα του ηλίου θα
μεταβληθούν. Οι επιστήμονες εκτιμούν πως ο ήλιος θα συνεχίσει να παράγει
ενέργεια από τη σύντηξη του υδρογόνου για 5 περίπου δισεκατομμύρια
χρόνια ακόμα.
Ο ήλιος ακτινοβολεί ενέργεια από τα εξωτερικά του στρώματα προς το
διάστημα που κατανέμεται σε όλες τις περιοχές του ηλεκτρομαγνητικού
φάσματος. Εκπέμπει λοιπόν ακτινοβολία στην περιοχή των ραδιοκυμάτων, του
υπέρυθρου, του ορατού και του υπεριώδους, στις ακτίνες Χ
και γ. Επιπλέον ο ήλιος εκπέμπει και σωματιδιακή ακτινοβολία μέσω του
ηλιακού ανέμου. Κάθε μία από τις ακτινοβολίες αυτές μεταφέρει
πληροφορίες οι οποίες αφορούν διαφορετικά φαινόμενα που συμβαίνουν σε
διαφορετικά στρώματα του ήλιου. Το ηλιακό φάσμα
είναι σύνθετο με έντονο συνεχές υπόβαθρο που διακόπτεται από χιλιάδες
σκοτεινές και λίγες φωτεινές γραμμές διάφορων εντάσεων. Πρώτος το
μελέτησε ο Φραουνχόφερ και αυτός είναι ο λόγος που φέρει το όνομά του.
Από τη μελέτη του ηλιακού φάσματος ανιχνεύονται τα χημικά στοιχεία από
τα οποία αποτελείται ο ήλιος καθώς και οι φυσικές συνθήκες που
επικρατούν στην ατμόσφαιρά του. Το συνεχές υπόβαθρο του φάσματος
προέρχεται από την φωτόσφαιρα ενώ οι γραμμές απορρόφησης από τα
υπερκείμενα στρώματα στα οποία οφείλονται και μερικές λαμπρές γραμμές
εκπομπής. Αξίζει να σημειωθεί ότι οι γραμμές του ηλιακού φάσματος που
αρχικά αποδόθηκαν στο υποθετικό στοιχείο κορώνιο αποδείχτηκε ότι ανήκαν
σε γνωστά χημικά που όμως βρίσκονταν στις ειδικές φυσικές συνθήκες που
επικρατούν στην ατμόσφαιρα του ήλιου.
Ο ηλιακός άνεμος (εικόνα 4): Η θερμική ενέργεια του αραιού πλάσματος του στέμματος είναι τόσο υψηλή ώστε να υπερνικά το πεδίο βαρύτητας του ήλιου και διαστέλλεται στον μεσοπλανητικό χώρο με την μορφή ανέμου. Ο ηλιακός άνεμος που έχει χαρακτηριστεί και σαν ηλιακή σωματιδιακή ακτινοβολία αποτελείται κυρίως από ηλεκτρόνια και πρωτόνια που εκπέμπονται σχεδόν ακτινικά από το στέμμα του ήλιου με υπερηχητικές ταχύτητες. Οι στεμματικές οπές είναι τα κύρια σημεία διαφυγής και επιταχύνσεως του ηλιακού ανέμου δεδομένου ότι οι στεμματικές οπές βρίσκονται σε περιοχές που χαρακτηρίζονται από ανοικτές μαγνητικές γραμμές, χαμηλή θερμοκρασία και πυκνότητα σε σύγκριση με της αντίστοιχες τιμές του στέμματος. Ο ηλιακός άνεμος εκτοξεύεται από διαφορετικά σημεία της επιφάνειας του ήλιου και με διαφορετική αρχική ταχύτητα λόγω των διαφορετικών συνθηκών που επικρατούν στις στρεμματικές οπές και ως εκ τούτου λόγω της περιστροφής του ήλιου φτάνει στη γη κατά ριπές ή αλλιώς ως ρεύματα ή κύματα ηλιακού ανέμου.
Φωτόσφαιρα
Εικόνα 5, Ηλιακή Κηλίδα, J.B. Kristofersen
Κοκκίαση
Ηλιακές κηλίδες: Στην παρατήρηση του ήλιου ακόμα και με μικρό τηλεσκόπιο με ηλιακό φίλτρο εύκολα μπορούμε να διακρίνουμε τις ηλιακές κηλίδες. Είναι μικρές μαύρες περιοχές στην επιφάνεια του ήλιου. Ο λόγος που οι ηλιακές κηλίδες παρουσιάζονται μαύρες είναι η χαμηλή θερμοκρασία τους σε σχέση με τη θερμοκρασία της φωτόσφαιρας που τις περιβάλει. Υπολογίζεται ότι η θερμοκρασία της σκιάς είναι περίπου 4100 Κ ενώ της φωτόσφαιρας είναι περίπου 5800 Κ. αν μπορούσαμε να απομονώσουμε μια ηλιακή κηλίδα από το λαμπρό υπόβαθρο της φωτόσφαιρας θα την βλέπαμε να λάμπει με φαινόμενο μέγεθος -12. Το φαινόμενο μέγεθος του ηλιακού δίσκου είναι -26,74. Η πρώτη παρατήρηση των ηλιακών κηλίδων έγινε το 1610 και από τότε συνεχίζεται η παρακολούθησή τους μέχρι σήμερα. Συνήθως εμφανίζονται ανάμεσα στους κόκκους για να αναπτυχθούν στη συνέχεια παίρνοντας μεγάλες διαστάσεις ως και πάνω από 100.000 χλμ. σε μερικές περιπτώσεις καταλαμβάνουν τεράστια έκταση έως και 15ο στον ηλιακό δίσκο. Οι πρώτοι παρατηρητές των ηλιακών κηλίδων ήταν οι εξής: ο Γαλιλαίος, ο Χάριοτ, ο Φαμπρίσιους και ο Σάινερ ανεξάρτητα ο ένας από τον άλλο.
Σε κάθε ηλιακή κηλίδα διακρίνουμε τα εξής χαρακτηριστικά:
•Την σκιά (umbra): μαύρη κεντρική περιοχή.
•Την παρασκιά (penumbra): λιγότερο σκοτεινή ζώνη γύρω από τη σκιά.
•Τα νήματα (filaments): διακρίνονται μέσα στην παρασκιά και έχουν κατεύθυνση ακτινική προς το κέντρο της σκιάς.
Άλλα φαινόμενα της φωτόσφαιρας:
Πολλές φορές κοντά στα χείλη της φωτόσφαιρας στην περιοχή που υπάρχουν κηλίδες παρατηρούνται περιοχές μεγαλύτερης λαμπρότητας. Οι περιοχές αυτές ονομάζονται πυρσοί (faculae) και πιθανόν να οφείλονται σε ενέργεια που παράγεται κατά την αναδιάταξη του μαγνητικού πεδίου των κηλίδων. Η παρουσία πυρσών σε περιοχή που δεν υπάρχουν κηλίδες είτε προμηνύει την εμφάνιση κηλίδων είτε αποτελεί ένδειξη ότι στην περιοχή αυτή υπήρχαν κηλίδες που έχουν εξαφανιστεί. Η παρουσία πάντως πυρσών στο ανατολικό χείλος του ήλιου συνήθως προμηνύει την εμφάνιση νέων κηλίδων. Ας σημειωθεί ότι σπάνια παρατηρούνται πυρσοί στο κέντρο της φωτόσφαιρας γιατί η φωτεινότητά τους είναι περίπου ίση με τη φωτεινότητα του κέντρου της φωτόσφαιρας. Όταν η διαταραχή της ατμόσφαιρας είναι μικρή είναι δυνατόν να παρατηρηθεί το φαινόμενο της κοκκίασης (granulation) στη φωτόσφαιρα. Οι κόκκοι είναι μικροί φωτεινοί σχηματισμοί διαμέτρου 1΄΄ δηλαδή περίπου 800χλμ με διάρκεια ζωής από 3 έως 10 λεπτά της ώρας. Πιστεύεται ότι αποτελούν τις κορυφές θερμών αερίων ρευμάτων που προέρχονται από το εσωτερικό του ήλιου τη ζώνη δηλαδή μεταφοράς. Μερικές φορές παρατηρούνται σκοτεινοί πυρσοί (dark faculae) κοντά στο κέντρο του δίσκου του ήλιου. Επίσης σπάνια κατά τη διάρκεια του μεγίστου αριθμού ηλιακών κηλίδων παρατηρούνται λευκές φωτοσφαιρικές εκλάμψεις (white light flares) διάρκειας μερικών λεπτών τις ώρας.
Χρωμόσφαιρα
Φαινόμενα Χρωμόσφαιρας
Η ολική ακτινοβολία της χρωμόσφαιρας είναι κατά 1000 φορές
τουλάχιστον χαμηλότερη από της φωτόσφαιρας και επομένως γίνεται ορατή
μόνο κατά τη διάρκεια ολικών εκλείψεων. Σε ορισμένες όμως στενές
περιοχές του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος η ένταση της ακτινοβολίας είναι
τόσο ισχυρή ώστε μπορούμε να τη παρατηρήσουμε εύκολα ακόμα και χωρίς την
βοήθεια εκλείψεων. Οι πιο συνηθισμένες παρατηρήσεις της χρωμόσφαιρας
γίνονται στης φασματικές γραμμές Ηα του υδρογόνου και Ca του ασβεστίου
με τον μονοχρωματικό ηθμό του Lyot. Τα κυριότερα φαινόμενα που
παρατηρούνται στη χρωμόσφαιρα είναι:
Α) Η υπερκοκκίαση (super granulation). Οι κόκκοι έχουν μέση διάμετρο 10.000 ως 35.000χλμ και μέση διάρκεια ζωής 30 ώρες. Όταν οι συνθήκες παρατήρησης είναι καλές γίνονται εύκολα αντιληπτοί με το μονοχρωματικό ηθμό Lyot γιατί δημιουργούν ένα δίκτυο στη χρωμόσφαιρα το χρωμοσφαιρικό δίκτυο το οποίο αποτελεί την καλύτερη απόδειξη ύπαρξης των ανοδικών/ καθοδικών ρευμάτων της χρωμόσφαιρας.
B) Οι ακίδες (spicules) εμφανίζονται στο χείλος του ηλιακού δίσκου και είναι στενοί επιμήκεις σχηματισμοί ύψους περίπου 7000 χλμ και μέσου πλάτους 1000 χλμ. Η μέση διάρκεια ζωής τους είναι 8 λεπτά της ώρας.
Γ) Οι προεξοχές (prominences) και τα νήματα (filaments) αποτελούν δυο διαφορετικές μορφές του ίδιου φαινομένου. Οι μεν προεξοχές παρουσιάζονται κοντά στο χείλος του ήλιου και εμφανίζονται σαν επιμήκεις σχηματισμοί που προεκτείνονται πάνω από τη βάση της χρωμόσφαιρας τα δεν νήματα είναι η προβολή τους πάνω στο δίσκο του ήλιου και παρατηρούνται σαν σκοτεινοί σχηματισμοί. Όταν ο ήλιος βρίσκεται στο ελάχιστο του 11 ετούς κύκλου τις δραστηριότητας του τότε μπορούμε συνήθως να δούμε 4-5 νήματα πάνω στην επιφάνειά του αντίθετα όταν βρίσκεται στο μέγιστο μπορούμε να δούμε γύρω στα 20. Οι προεξοχές διακρίνονται σε ήρεμες με διάρκεια ζωής γύρω στους δυο μήνες και σε εκρηκτικές με μικρή διάρκεια ζωής από μερικά λεπτά έως και μισή ώρα. Οι τελευταίες συνδέονται άμεσα με τις ηλιακές εκλάμψεις και παρουσιάζουν βίαιες και ταχύτατες μεταβολές της λαμπρότητας και του μεγέθους τους. Το μέσο ύψος των ήρεμων προεξοχών είναι 30.000χλμ ενώ έχουν παρατηρηθεί και εκρηκτικές προεξοχές ύψους πάνω από 1.000.000χλμ.
Δ) Εκλάμψεις (flares): Παρατηρούνται συνήθως σε περιοχές όπου υπάρχουν ηλιακές κηλίδες και εμφανίζονται σαν απότομες εκρήξεις με λάμψεις τεραστίων διαστάσεων. Η ενέργεια που εκλύεται κατά τη διάρκεια των ηλιακών εκλάμψεων είναι της τάξεως 10^(28-32)erg και εκλύεται σε όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα από τις ακτίνες γ μέχρι και τα ραδιοκύματα. Επίσης εκπέμπονται ενεργητικά φορτισμένα σωματίδια με μορφή κοσμικής ακτινοβολίας τα οποία βομβαρδίζουν τη γη μας με πυκνότητα ροής 1000 σωματίδια/cm^2/sec και προκαλούν μαγνητοσφαιρικά φαινόμενα, και λαμπρό βόρειο σέλας. Η θερμοκρασία στην περιοχή μιας έκλαμψης φτάνει τους 15.000 Κ ενώ η κινητική θερμοκρασία των σωματιδίων μπορεί να φτάσει τους 10^6 Κ. Η σπουδαιότητα μιας έκλαμψης καθορίζεται από την λαμπρότητα και την έκτασή της. Στην εικόνα 6 βλέπουμε κάποια απ’ τα παραπάνω φαινόμενα συγκριτικά.
Στέμμα, Ολική Έκλειψη 29 Μαρτίου 2006, Καστελόριζο, Αντωνόπουλος Παναγιώτης
Στεμματικές οπές:
Eίναι περιοχές του στέμματος χωρίς εκπομπή ακτινών Χ. Βρίσκονται σε
περιοχές που χαρακτηρίζονται από ανοικτές μαγνητικές γραμμές σε αντίθεση
με την υπόλοιπη δομή του στέμματος που χαρακτηρίζονται από βρόχους
πλάσματος παγιδευμένους γύρω από κλειστές μαγνητικές γραμμές οι οποίες
συνδέουν περιοχές αντίθετης πολικότητας που αρχίζουν και καταλήγουν στη
φωτόσφαιρα. Επίσης οι στεμματικές οπές χαρακτηρίζονται από χαμηλή
θερμοκρασία και πυκνότητα σε σύγκριση με τις τιμές που χαρακτηρίζουν το
στέμμα πράγμα που δείχνει ότι η ενέργεια που τους παρέχεται από τη
φωτόσφαιρα μέσω των ακουστικών κυμάτων καταλίσκεται στην επιτάχυνση των
σωματιδίων του ηλιακού ανέμου.
http://www.astronomia.gr
Ο Ήλιος είναι μια θερμή σφαίρα αερίων στο εσωτερικό της οποίας γίνονται θερμοπυρηνικές αντιδράσεις. Αποτέλεσμα των αντιδράσεων είναι η παραγωγή ενέργειας η οποία ύστερα από εκατοντάδες χιλιάδες χρόνια φτάνει στην επιφάνεια του ήλιου και στη συνέχεια μόλις σε 8,3 λεπτά φτάνει στη γη.Tο μεγάλο ενδιαφέρον που παρουσιάζει η μελέτη του ήλιου καθώς και οι ειδικές συνθήκες παρατήρησης του, δημιούργησαν έναν ιδιαίτερο κλάδο της αστροφυσικής, την ηλιακή φυσική. Βέβαια το γεγονός ότι ο ήλιος βρίσκεται κοντά στη γη μας κάνει πολλές φορές να ξεχνάμε ότι είναι και αυτός ένας αστέρας από τους δισεκατομμύρια του γαλαξία μας που βλέπουμε με γυμνό μάτι στο νυχτερινό ουρανό. Έτσι τα συμπεράσματα από τη μελέτη του μπορούμε να τα γενικεύσουμε για ένα πολύ μεγάλο πλήθος αστέρων.
Βασικά χαρακτηριστικά του Ηλίου
Μάζα: 332,830 γήινες μάζες
Μέση πυκνότητα: 1.410 gm/cm^3
Περίοδος περιστροφής: 25 έως 36 μέρες
Μέση θερμοκρασία επιφανείας: 6,000°C
Ηλικία: 4.5 δις χρόνια
Ακτίνα Ήλιου: 108.97 γήινες ακτίνες
Χημική Σύσταση: Υδρογόνο 70.5%, Ήλιο 28.2%, Μέταλλα (O,Fe,C) 1.3%
Φασματικός τύπος: G2V (Κύρια ακολουθία)
Δομή του Ηλίου
Α) Τον πυρήνα με ακτίνα 0,25 της ηλιακής ακτίνας με θερμοκρασία 1,5x10^7 Κ όπου γίνονται οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης του υδρογόνου σε ήλιο οι οποίες αποτελούν την κύρια πηγή ενέργειας του ήλιου.
Β) Τη ζώνη ακτινοβολίας πάχους 0,60 ακτίνες ηλίου που περιβάλει τον πυρήνα και στην οποία μεταφέρεται η ενέργεια με την μορφή ακτινοβολίας.
Γ) Τη ζώνη μεταφοράς πάχους 0,15 ακτίνες ηλίου όπου δημιουργούνται φαινόμενα στροβιλισμού από τα ρεύματα μεταφοράς και έτσι η ενέργεια διαδίδεται προς τα έξω με μεταφορά της ύλης.
Δ) Τη φωτόσφαιρα πάχους 500 Km πάνω στην οποία παρατηρούνται φαινόμενα όπως οι κόκκοι, οι κηλίδες και οι πυρσοί και αποτελεί τον ορατό δίσκο του ήλιου. Ακριβέστερα, είναι το θερμό αδιαφανές κέλυφος που παράγει το παρατηρούμενο συνεχές φάσμα του ήλιου και αρχίζει ακριβώς μετά τη ζώνη μεταφοράς. Η φωτόσφαιρα έχει κοκκώδη υφή σαν την επιφάνεια ενός παχύρρευστου υγρού που βράζει. Κάθε μια από τις φυσαλίδες-κόκκους της φωτόσφαιρας έχει ακανόνιστο σχήμα με μέση διάσταση 2.000 km. το φαινόμενο αυτό ονομάζεται φωτοσφαιρική κοκκίαση και οφείλεται σε ανοδικά ρεύματα ζεστών αερίων που σχηματίζονται στη βάση της φωτόσφαιρας.
Ε) Τη χρωμόσφαιρα που έχει χρώμα κοκκινωπό και εκτείνεται σε ύψος 10.000-15.000 km. Εκεί παρατηρούνται οι προεξοχές και σε αυτή την περιοχή οφείλονται οι σκοτεινές γραμμές του φάσματος απορρόφησης του ήλιου. Το κοκκινωπό χρώμα της προέρχεται από την εκπομπή ακτινοβολίας από τη γραμμή Ηa του ουδέτερου υδρογόνου. Η πυκνότητα της χρωμόσφαιρας είναι χίλιες φορές μικρότερη από αυτή της φωτόσφαιρας και αυτός είναι ο λόγος που είναι διαφανής στο φως.
Στ) Το στέμμα που εκτείνεται προς το μεσοπλανητικό χώρο χωρίς να έχει σταθερή μορφή. Από το 1930 με το στεμματογράφο Lyot μπορεί να παρατηρηθεί κάθε στιγμή και όχι όπως πριν μόνο κατά την διάρκεια των ηλιακών εκλείψεων. Η λαμπρότητα του στέμματος είναι αντίστοιχη με αυτή της πανσελήνου. Το φάσμα του στέμματος έχει κάποιες λαμπρές γραμμές που αποτελούσαν μυστήριο για πολλά χρόνια μια και δεν μπορούσαν οι αστρονόμοι να καταλάβουν ποιο στοιχείο μπορεί να τις προκαλεί. Τελικά αποδείχτηκε ότι προέρχονταν από έντονα ιονισμένα άτομα στοιχείων, ο ιονισμός των οποίων οφείλεται στην εξαιρετικά υψηλή θερμοκρασία του στέμματος.
Πηγές ενέργειας του Ηλίου
Ηλιακή ακτινοβολία
 |
| Ηλιακός άνεμος |
Ηλιακός άνεμος
Ο ηλιακός άνεμος (εικόνα 4): Η θερμική ενέργεια του αραιού πλάσματος του στέμματος είναι τόσο υψηλή ώστε να υπερνικά το πεδίο βαρύτητας του ήλιου και διαστέλλεται στον μεσοπλανητικό χώρο με την μορφή ανέμου. Ο ηλιακός άνεμος που έχει χαρακτηριστεί και σαν ηλιακή σωματιδιακή ακτινοβολία αποτελείται κυρίως από ηλεκτρόνια και πρωτόνια που εκπέμπονται σχεδόν ακτινικά από το στέμμα του ήλιου με υπερηχητικές ταχύτητες. Οι στεμματικές οπές είναι τα κύρια σημεία διαφυγής και επιταχύνσεως του ηλιακού ανέμου δεδομένου ότι οι στεμματικές οπές βρίσκονται σε περιοχές που χαρακτηρίζονται από ανοικτές μαγνητικές γραμμές, χαμηλή θερμοκρασία και πυκνότητα σε σύγκριση με της αντίστοιχες τιμές του στέμματος. Ο ηλιακός άνεμος εκτοξεύεται από διαφορετικά σημεία της επιφάνειας του ήλιου και με διαφορετική αρχική ταχύτητα λόγω των διαφορετικών συνθηκών που επικρατούν στις στρεμματικές οπές και ως εκ τούτου λόγω της περιστροφής του ήλιου φτάνει στη γη κατά ριπές ή αλλιώς ως ρεύματα ή κύματα ηλιακού ανέμου.
Ηλιακή δραστηριότητα
Η φωτόσφαιρα, η χρωμόσφαιρα και το στέμμα αποτελούν τα εξωτερικά διαδοχικά στρώματα του ήλιου. Τα στρώματα αυτά δεν είναι ομοιογενή και έχουν διαφορετική δομή μεταξύ τους. το γεγονός αυτό σε συνδυασμό με την περιστροφή του ήλιου και το μαγνητικό του πεδίο έχουν αποτέλεσμα να παρατηρούνται φαινόμενα μικρής χρονικής διάρκειας εντοπισμένα σε περιοχές πάνω ή κοντά σε αυτά τα στρώματα. Οι περιοχές αυτές ονομάζονται περιοχές δράσης.Φαινόμενα Φωτόσφαιρας
Ηλιακές κηλίδες: Στην παρατήρηση του ήλιου ακόμα και με μικρό τηλεσκόπιο με ηλιακό φίλτρο εύκολα μπορούμε να διακρίνουμε τις ηλιακές κηλίδες. Είναι μικρές μαύρες περιοχές στην επιφάνεια του ήλιου. Ο λόγος που οι ηλιακές κηλίδες παρουσιάζονται μαύρες είναι η χαμηλή θερμοκρασία τους σε σχέση με τη θερμοκρασία της φωτόσφαιρας που τις περιβάλει. Υπολογίζεται ότι η θερμοκρασία της σκιάς είναι περίπου 4100 Κ ενώ της φωτόσφαιρας είναι περίπου 5800 Κ. αν μπορούσαμε να απομονώσουμε μια ηλιακή κηλίδα από το λαμπρό υπόβαθρο της φωτόσφαιρας θα την βλέπαμε να λάμπει με φαινόμενο μέγεθος -12. Το φαινόμενο μέγεθος του ηλιακού δίσκου είναι -26,74. Η πρώτη παρατήρηση των ηλιακών κηλίδων έγινε το 1610 και από τότε συνεχίζεται η παρακολούθησή τους μέχρι σήμερα. Συνήθως εμφανίζονται ανάμεσα στους κόκκους για να αναπτυχθούν στη συνέχεια παίρνοντας μεγάλες διαστάσεις ως και πάνω από 100.000 χλμ. σε μερικές περιπτώσεις καταλαμβάνουν τεράστια έκταση έως και 15ο στον ηλιακό δίσκο. Οι πρώτοι παρατηρητές των ηλιακών κηλίδων ήταν οι εξής: ο Γαλιλαίος, ο Χάριοτ, ο Φαμπρίσιους και ο Σάινερ ανεξάρτητα ο ένας από τον άλλο.
Σε κάθε ηλιακή κηλίδα διακρίνουμε τα εξής χαρακτηριστικά:
•Την σκιά (umbra): μαύρη κεντρική περιοχή.
•Την παρασκιά (penumbra): λιγότερο σκοτεινή ζώνη γύρω από τη σκιά.
•Τα νήματα (filaments): διακρίνονται μέσα στην παρασκιά και έχουν κατεύθυνση ακτινική προς το κέντρο της σκιάς.
Άλλα φαινόμενα της φωτόσφαιρας:
Πολλές φορές κοντά στα χείλη της φωτόσφαιρας στην περιοχή που υπάρχουν κηλίδες παρατηρούνται περιοχές μεγαλύτερης λαμπρότητας. Οι περιοχές αυτές ονομάζονται πυρσοί (faculae) και πιθανόν να οφείλονται σε ενέργεια που παράγεται κατά την αναδιάταξη του μαγνητικού πεδίου των κηλίδων. Η παρουσία πυρσών σε περιοχή που δεν υπάρχουν κηλίδες είτε προμηνύει την εμφάνιση κηλίδων είτε αποτελεί ένδειξη ότι στην περιοχή αυτή υπήρχαν κηλίδες που έχουν εξαφανιστεί. Η παρουσία πάντως πυρσών στο ανατολικό χείλος του ήλιου συνήθως προμηνύει την εμφάνιση νέων κηλίδων. Ας σημειωθεί ότι σπάνια παρατηρούνται πυρσοί στο κέντρο της φωτόσφαιρας γιατί η φωτεινότητά τους είναι περίπου ίση με τη φωτεινότητα του κέντρου της φωτόσφαιρας. Όταν η διαταραχή της ατμόσφαιρας είναι μικρή είναι δυνατόν να παρατηρηθεί το φαινόμενο της κοκκίασης (granulation) στη φωτόσφαιρα. Οι κόκκοι είναι μικροί φωτεινοί σχηματισμοί διαμέτρου 1΄΄ δηλαδή περίπου 800χλμ με διάρκεια ζωής από 3 έως 10 λεπτά της ώρας. Πιστεύεται ότι αποτελούν τις κορυφές θερμών αερίων ρευμάτων που προέρχονται από το εσωτερικό του ήλιου τη ζώνη δηλαδή μεταφοράς. Μερικές φορές παρατηρούνται σκοτεινοί πυρσοί (dark faculae) κοντά στο κέντρο του δίσκου του ήλιου. Επίσης σπάνια κατά τη διάρκεια του μεγίστου αριθμού ηλιακών κηλίδων παρατηρούνται λευκές φωτοσφαιρικές εκλάμψεις (white light flares) διάρκειας μερικών λεπτών τις ώρας.
Φαινόμενα Χρωμόσφαιρας
Α) Η υπερκοκκίαση (super granulation). Οι κόκκοι έχουν μέση διάμετρο 10.000 ως 35.000χλμ και μέση διάρκεια ζωής 30 ώρες. Όταν οι συνθήκες παρατήρησης είναι καλές γίνονται εύκολα αντιληπτοί με το μονοχρωματικό ηθμό Lyot γιατί δημιουργούν ένα δίκτυο στη χρωμόσφαιρα το χρωμοσφαιρικό δίκτυο το οποίο αποτελεί την καλύτερη απόδειξη ύπαρξης των ανοδικών/ καθοδικών ρευμάτων της χρωμόσφαιρας.
B) Οι ακίδες (spicules) εμφανίζονται στο χείλος του ηλιακού δίσκου και είναι στενοί επιμήκεις σχηματισμοί ύψους περίπου 7000 χλμ και μέσου πλάτους 1000 χλμ. Η μέση διάρκεια ζωής τους είναι 8 λεπτά της ώρας.
Γ) Οι προεξοχές (prominences) και τα νήματα (filaments) αποτελούν δυο διαφορετικές μορφές του ίδιου φαινομένου. Οι μεν προεξοχές παρουσιάζονται κοντά στο χείλος του ήλιου και εμφανίζονται σαν επιμήκεις σχηματισμοί που προεκτείνονται πάνω από τη βάση της χρωμόσφαιρας τα δεν νήματα είναι η προβολή τους πάνω στο δίσκο του ήλιου και παρατηρούνται σαν σκοτεινοί σχηματισμοί. Όταν ο ήλιος βρίσκεται στο ελάχιστο του 11 ετούς κύκλου τις δραστηριότητας του τότε μπορούμε συνήθως να δούμε 4-5 νήματα πάνω στην επιφάνειά του αντίθετα όταν βρίσκεται στο μέγιστο μπορούμε να δούμε γύρω στα 20. Οι προεξοχές διακρίνονται σε ήρεμες με διάρκεια ζωής γύρω στους δυο μήνες και σε εκρηκτικές με μικρή διάρκεια ζωής από μερικά λεπτά έως και μισή ώρα. Οι τελευταίες συνδέονται άμεσα με τις ηλιακές εκλάμψεις και παρουσιάζουν βίαιες και ταχύτατες μεταβολές της λαμπρότητας και του μεγέθους τους. Το μέσο ύψος των ήρεμων προεξοχών είναι 30.000χλμ ενώ έχουν παρατηρηθεί και εκρηκτικές προεξοχές ύψους πάνω από 1.000.000χλμ.
Δ) Εκλάμψεις (flares): Παρατηρούνται συνήθως σε περιοχές όπου υπάρχουν ηλιακές κηλίδες και εμφανίζονται σαν απότομες εκρήξεις με λάμψεις τεραστίων διαστάσεων. Η ενέργεια που εκλύεται κατά τη διάρκεια των ηλιακών εκλάμψεων είναι της τάξεως 10^(28-32)erg και εκλύεται σε όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα από τις ακτίνες γ μέχρι και τα ραδιοκύματα. Επίσης εκπέμπονται ενεργητικά φορτισμένα σωματίδια με μορφή κοσμικής ακτινοβολίας τα οποία βομβαρδίζουν τη γη μας με πυκνότητα ροής 1000 σωματίδια/cm^2/sec και προκαλούν μαγνητοσφαιρικά φαινόμενα, και λαμπρό βόρειο σέλας. Η θερμοκρασία στην περιοχή μιας έκλαμψης φτάνει τους 15.000 Κ ενώ η κινητική θερμοκρασία των σωματιδίων μπορεί να φτάσει τους 10^6 Κ. Η σπουδαιότητα μιας έκλαμψης καθορίζεται από την λαμπρότητα και την έκτασή της. Στην εικόνα 6 βλέπουμε κάποια απ’ τα παραπάνω φαινόμενα συγκριτικά.
Φαινόμενα Στέμματος
Εξέλιξη και τέλος του Ηλίου
Όταν κάποια στιγμή ο ήλιος "κάψει" όλο το υδρογόνο του πυρήνα του και αρχίσει η καύση του ηλίου (Ηe),που έχει προκύψει από την προηγούμενη αντίδραση, το άστρο θα συνεχίζει να ζει αλλά θα "αλλάξει". Τα εξωτερικά του στρώματα θα διασταλούν, η θερμοκρασία θα πέσει (οπότε το άστρο θα αλλάξει χρώμα) και θα συνεχίσει σαν ένας ερυθρός γιγαντας που θα καταπιεί τους τρεις πρώτους πλανήτες του πλανητικού μας συστήματος καθώς διαστέλλεται. Έτσι θα συνεχιστεί η αλυσίδα στον πυρήνα, όταν καεί όλο το ήλιο θα καεί το επόμενο κατάλοιπο,το επόμενο..έως να φτάσει στον σίδηρο (Fe) ο οποίος χρειάζεται ενέργεια για να αντιδράσει. Τότε ο ήλιος μας θα φτάσει στο τέλος του. Οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις θα σταματήσουν. Από τη στιγμή που δεν γίνονται αντιδράσεις στον πυρήνα ώστε να έχουμε παραγωγή ενέργειας η οποία θα αντισταθμίζει την πίεση των εξωτερικών στρωμάτων του άστρου, ο ήλιος θα αρχίσει να καταρρέει από την ίδια του την βαρύτητα. Δεν υπάρχει πια υδροσταστική ισορροπία. Τα εξωτερικά στρώματα θα αρχίσουν να κινούνται προς το κέντρο με τρομακτικές ταχύτητες και θα αρχίσουν να ασκούν τεράστια πίεση προς τον πυρήνα μέχρι να προσπέσουν πάνω του και να έχουμε μια τεράστια έκρηξη/εσφενδόνιση των εξωτερικών τοιχωμάτων του ήλιου στο διάστημα. Για τη περίπτωση του ήλιου μας, όπως ξέρουμε σήμερα με την βοήθεια της κβαντομηχανικής, θα έχουμε δημιουργία ενός λευκού νάνου (αστέρα ηλεκτρονίων) στην θέση του πυρήνα και την δημιουργία γύρω του ενός πλανητικού νεφελώματος το οποίο θα δώσει στο διαστρικό χώρο βαρύτερα υλικά για την συνέχιση της αέναης διαδικασίας της γέννησης και του θανάτου στο σύμπαν μας.http://www.astronomia.gr
Δεν υπάρχουν σχόλια:
Δημοσίευση σχολίου