Ի՞նչ կլինի, եթե Երկիրը հեռանա արևից։ Ի՞նչ կլինի, եթե Երկիրը լքի իր ուղեծիրը: Այն, ինչ թաքնված է մեր համակարգի ծայրամասերում

Գոյություն ունի ուղեծրից դուրս գալու 3 տարբերակ՝ տեղափոխել նոր ուղեծիր (որն իր հերթին կարող է լինել արևից ավելի մոտ կամ հեռու, կամ նույնիսկ շատ երկարաձգվել), ընկնել Արեգակի մեջ և հեռանալ Արեգակնային համակարգից։ Դիտարկենք միայն երրորդ տարբերակը, որն, իմ կարծիքով, ամենահետաքրքիրն է։

Արեգակից ավելի հեռու գնալով, ֆոտոսինթեզի համար ավելի քիչ կլինի ուլտրամանուշակագույն լույսը, և մոլորակի միջին ջերմաստիճանը տարեցտարի կնվազի: Բույսերն առաջինը կտուժեն, ինչը կհանգեցնի սննդային շղթաների և էկոհամակարգերի լուրջ ցնցումների: Եվ սառցե դարաշրջանգալիս է բավական արագ: Քիչ թե շատ պայմաններ ունեցող միակ օազիսները մոտ են լինելու երկրաջերմային աղբյուրներ, գեյզերներ. Բայց ոչ երկար։

Որոշակի տարիներ անց (ի դեպ, այլևս եղանակներ չեն լինի), արևից որոշակի հեռավորության վրա մեր մոլորակի մակերեսին կսկսվեն անսովոր անձրևներ։ Թթվածնի անձրևներ կլինեն. Եթե ​​ձեր բախտը բերի, միգուցե թթվածնից ձյուն կգա։ Արդյո՞ք մարդիկ կկարողանան մակերեսորեն հարմարվել դրան, ես հստակ չեմ կարող ասել, - նաև սնունդ չի լինի, նման պայմաններում պողպատը չափազանց փխրուն կլինի, ուստի պարզ չէ, թե ինչպես կարելի է վառելիք արդյունահանել: օվկիանոսի մակերեսը կսառչի մինչև ամուր խորություն, սառցե գլխարկը կծածկի մոլորակի ամբողջ մակերեսը, բացառությամբ լեռների, սառույցի ընդլայնման պատճառով. մեր մոլորակը կդառնա սպիտակ:

Բայց մոլորակի միջուկի՝ թիկնոցի ջերմաստիճանը չի փոխվի, որպեսզի մի քանի կիլոմետր խորության վրա գտնվող սառցե գլխարկի տակ ջերմաստիճանը մնա բավականին տանելի։ (եթե նման հանք փորեք և մշտական ​​սնունդ և թթվածին ապահովեք, կարող եք նույնիսկ այնտեղ ապրել)

Ամենազավեշտալին այն է ծովի խորքերը. Որտեղ անգամ հիմա լույսի ճառագայթ չի թափանցում։ Այնտեղ, օվկիանոսի մակերեսի տակ մի քանի կիլոմետր խորության վրա, կան ամբողջ էկոհամակարգեր, որոնք բացարձակապես կախված չեն արևից, ֆոտոսինթեզից կամ արեգակնային ջերմությունից։ Նրանք ունեն նյութերի իրենց ցիկլերը, ֆոտոսինթեզի փոխարեն քիմոսինթեզ, և ցանկալի ջերմաստիճանը պահպանվում է մեր մոլորակի ջերմությամբ (հրաբխային ակտիվություն, ստորջրյա տաք աղբյուրներ և այլն): Քանի որ մեր մոլորակի ներսում ջերմաստիճանը ապահովվում է նրա ձգողականությամբ, զանգվածը, նույնիսկ առանց արևի, ապա արեգակնային համակարգերից դուրս այնտեղ կպահպանվեն կայուն պայմաններ, ցանկալի ջերմաստիճան։ Իսկ կյանքը, որ եռում է ծովի խորքերում, օվկիանոսի հատակում, չի էլ նկատի, որ արևն անհետացել է։ Այդ կյանքը չի էլ իմանա, որ մեր մոլորակը ժամանակին պտտվել է Արեգակի շուրջը։ Միգուցե այն զարգանա:

Նաև քիչ հավանական է, բայց նաև հնարավոր է, որ ձնագնդի՝ Երկիրը մի օր, միլիարդավոր տարիներ անց, թռչի դեպի մեր գալակտիկայի աստղերից մեկը և ընկնի նրա ուղեծիր: Հնարավոր է նաեւ, որ մեկ այլ աստղի այդ ուղեծրում մեր մոլորակը «հալվի» եւ մակերեսին կյանքի համար բարենպաստ պայմաններ հայտնվեն։ Թերևս կյանքը ծովի խորքերում, հաղթահարելով այս ամբողջ ճանապարհը, նորից ջրի երես դուրս գա, ինչպես արդեն եղել է մեկ անգամ։ Հավանաբար, սրանից հետո մեր մոլորակի վրա էվոլյուցիայի արդյունքում նորից հայտնվի խելացի կյանք։ Եվ վերջապես, միգուցե տվյալների կենտրոններից մեկի մնացորդներում նրանք գտնեն կայքի հարցուպատասխանով վերապրած լրատվամիջոցներ

ինչ-որ բան ձեր զրույցը - «կոտրվեց»:

Որքա՞ն է Երկրից Արև հեռավորությունը:

Երկրի և Արեգակի միջև հեռավորությունը տատանվում է 147-ից մինչև 152 միլիոն կմ: Այն շատ ճշգրիտ չափվել է ռադարի միջոցով:

Ի՞նչ է լուսային տարին:

Լույսի տարին 9460 միլիարդ կմ հեռավորություն է։ Հենց այս ճանապարհն է անցնում լույսը մեկ տարում՝ շարժվելով հաստատուն արագություն 300000 կմ/վրկ.

Որքա՞ն է հեռավորությունը դեպի լուսին:

Լուսինը մեր հարեւանն է։ Նրանից հեռավորությունը Երկրին ամենամոտ ուղեծրի կետում 356410 կմ է։ Առավելագույն հեռացումԼուսին Երկրից - 406697 կմ. Հեռավորությունը հաշվարկվել է այն ժամանակից, երբ լազերային ճառագայթը հասնի Լուսին և հետ վերադառնա, որը արտացոլված է լուսնի մակերեսին ամերիկացի տիեզերագնացների և խորհրդային լուսնային մեքենաների թողած հայելիներից:

Ի՞նչ է պարսեկը:

Պարսեկը հավասար է 3,26 լուսային տարվա: Պարալաքսի հեռավորությունները չափվում են պարսեկներով, այսինքն՝ հեռավորությունները, որոնք երկրաչափորեն հաշվարկվում են աստղի տեսանելի դիրքի ամենափոքր տեղաշարժերից, երբ Երկիրը շարժվում է Արեգակի շուրջը:

Ո՞րն է ամենահեռավոր աստղը, որը դուք կարող եք տեսնել:

Ամենահեռավոր տիեզերական մարմինները, որոնք կարելի է դիտել Երկրից, քվազարներն են: Նրանք գտնվում են Երկրից 13 միլիարդ լուսատարի հեռավորության վրա։

Աստղերը նահանջու՞մ են։

Կարմիր տեղաշարժի ուսումնասիրությունները ցույց են տալիս, որ բոլոր գալակտիկաները հեռանում են մեր գալակտիկաներից: Որքան հեռու են, այնքան ավելի արագ են շարժվում։ Ամենահեռավոր գալակտիկաները շարժվում են գրեթե լույսի արագությամբ։

Ինչպե՞ս է առաջին անգամ չափվել Արեգակի հեռավորությունը:

1672 թվականին երկու աստղագետներ՝ Կասինին Ֆրանսիայում և Ռիչերը Գվիանայում, նշում էին Մարսի ճշգրիտ դիրքը երկնքում: Նրանք հաշվարկել են Մարս հեռավորությունը երկու չափումների միջև եղած փոքր տարբերությամբ: Եվ հետո գիտնականները, օգտագործելով տարրական երկրաչափություն, հաշվարկեցին Երկրից Արեգակ հեռավորությունը: Cassini-ի ստացած արժեքը, պարզվեց, թերագնահատված է 7%-ով։

Որքա՞ն է հեռավորությունը մինչև մոտակա աստղը:

Արեգակնային համակարգին ամենամոտ աստղը Proxima Centauri-ն է, հեռավորությունը նրան 4,3 լուսային տարի է կամ 40 տրիլիոն: կմ.

Ինչպե՞ս են աստղագետները չափում հեռավորությունները:

Որքա՞ն է Երկրից Արև հեռավորությունը:

Արև(այսուհետ՝ Ս.)՝ կենտրոնական մարմին Արեգակնային համակարգ, տաք պլազմային գնդակ է; Երկրին ամենամոտ աստղն է Ս. Քաշը S. - 1,990 1030 կգ(Երկրի զանգվածից 332,958 անգամ): Արեգակնային համակարգի զանգվածի 99,866%-ը կենտրոնացած է Ս. Արեգակնային պարալաքս (անկյունը, որով Երկրի հասարակածային շառավիղը տեսանելի է Ս.-ի կենտրոնից, որը գտնվում է Ս.-ից միջին հեռավորության վրա, 8"794 է (4,263'10 \u003d 5 ռադ): Հեռավորությունը Երկրից Ս(աստղագիտական ​​միավոր): Միջին անկյունային տրամագիծըՍ.-ն 1919», 26 է (9.305'10 = 3 ռադ), որը համապատասխանում է Ս-ի գծային տրամագծին 1.392'109 մ (Երկրի հասարակածի տրամագիծը 109 անգամ): Ս-ի միջին խտությունը 1.41'103 է. կգ/մ3 Ս.-ի մակերևույթի վրա արագացման ձգողականությունը 273,98 մ/վ2 է Ս–ի մակերևույթի պարաբոլիկ արագությունը (երկրորդ տիեզերական արագությունը) 6,18'105 մ/վրկ։ Ս–ի մակերեսի արդյունավետ ջերմաստիճանը, որոշվում է, համաձայն Շտեֆան-Բոլցմանի ճառագայթման օրենքի, ըստ Ս.-ի լրիվ ճառագայթման (տես. Արեւային ճառագայթում), հավասար է 5770 Կ։

Ս–ի աստղադիտակային դիտումների պատմությունը սկսվում է Գ. Գալիլեոյի 1611 թ. հայտնաբերվել են արևային բծեր, և որոշվել է իր առանցքի շուրջ արևային հեղափոխության ժամանակաշրջանը։ 1843 թվականին գերմանացի աստղագետ Գ.Շվաբեն հայտնաբերել է ցիկլայնությունը արևային ակտիվություն. Մեթոդների մշակում սպեկտրալ վերլուծություն 1814թ.-ին Ջ. Ֆրաունհոֆերը հայտնաբերեց մուգ կլանման գծեր արևի սպեկտրում, ինչը նշանավորեց արևի քիմիական բաղադրության ուսումնասիրության սկիզբը: 1913թ.-ին ամերիկացի աստղագետ Ջ. Հեյլին դիտել է Զեյմանի Ֆրաունհոֆերի գծերի ճեղքումը արեգակնային բծերի սպեկտրում և այդպիսով ապացուցել է հյուսիսում մագնիսական դաշտերի առկայությունը: Մինչև 1942 թվականը շվեդ աստղագետ Բ. Էդլենը և այլոք արեգակնային պսակի սպեկտրի մի քանի գիծ նույնացրել էին բարձր իոնացված տարրերի գծերով՝ ապացուցելով. բարձր ջերմաստիճանիարեգակնային պսակում։ 1931 թվականին Բ.Լիոն հայտնագործեց արևային պսակագրիչը, որը հնարավորություն տվեց դիտել պսակը և քրոմոսֆերան առանց խավարումների։ 40-ականների սկզբին։ 20 րդ դար հայտնաբերվել է արևից ռադիո արտանետում. մագնիտոհիդրոդինամիկայի և պլազմայի ֆիզիկայի զարգացումն էր։ Տիեզերական դարաշրջանի սկզբից արեգակնային ճառագայթման ուլտրամանուշակագույն և ռենտգենյան ճառագայթումն ուսումնասիրվել է արտամթնոլորտային աստղագիտության մեթոդներով՝ հրթիռների, Երկրի արբանյակների վրա գտնվող ավտոմատ ուղեծրային աստղադիտարանների օգնությամբ, տիեզերական լաբորատորիաներնավի վրա գտնվող մարդկանց հետ: ՍՍՀՄ–ում Ս–ի վերաբերյալ հետազոտություններ են կատարվում Ղրիմի ու Պուլկովոյի աստղադիտարան, Մոսկվայի, Կիևի, Տաշքենդի, Ալմա-Աթայի աստղագիտական ​​հաստատություններում։ Աբասթումանի, Իրկուտսկ և այլն։Ս–ի հետազոտությամբ զբաղվում են արտասահմանյան աստղաֆիզիկական աստղադիտարանների մեծ մասը (տես Աստղագիտական ​​աստղադիտարաններ և ինստիտուտներ)։

Ս–ի պտույտն առանցքի շուրջ տեղի է ունենում նույն ուղղությամբ, ինչ Երկրի պտույտը, Երկրի ուղեծրի հարթությանը (խավարածրի) 7? 15 «թեքված հարթությունում։ Պտտման արագությունը որոշվում է. տեսանելի շարժումտարբեր մանրամասներ Ս–ի մթնոլորտում և Դոպլերի էֆեկտի պատճառով Ս–ի սկավառակի եզրի սպեկտրում սպեկտրային գծերի տեղաշարժով։ Այսպիսով, պարզվել է, որ Ս.-ի պտտման ժամանակահատվածը նույնը չէ համար տարբեր լայնություններ. Արեգակի մակերեսի վրա տարբեր դետալների դիրքը որոշվում է արեգակնային հասարակածից (հելիոգրաֆիկ լայնություն) և տեսանելի արեգակնային սկավառակի կենտրոնական միջօրեականից կամ որպես սկզբնական ընտրված որոշ միջօրեականից (այսպես կոչված՝ Քարինգթոնի միջօրեական) չափված հելիոգրաֆիկ կոորդինատների միջոցով: . Միաժամանակ ենթադրվում է, որ պինդ մարմնի նման պտտվում է Ս. Առաջին միջօրեականի դիրքը տրված է Աստղագիտական ​​տարեգրքերում յուրաքանչյուր օրվա համար: Այնտեղ տրված են նաև երկնային ոլորտի վրա S առանցքի դիրքի մասին տեղեկություն։ 17 հելիոգրաֆիկ լայնություն ունեցող կետի Երկրի նկատմամբ մեկ պտույտ: կատարել 27275 օր (սինոդիկ շրջան): Հյուսիսի միևնույն լայնության վրա պտտման ժամանակը աստղերի նկատմամբ (կողային շրջան) 25,38 օր է։ Անկյունային արագությունռոտացիան w կողմի պտույտի փոփոխության դեպքում հելիոգրաֆիկ լայնության հետ j ըստ օրենքի՝ w = 14?, 44-3? sin2j օրական. Հյուսիսի հասարակածում պտտման գծային արագությունը մոտ 2000 մ/վ է։

S.-ն որպես աստղ տիպիկ դեղին թզուկ է և գտնվում է Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամի աստղերի հիմնական հաջորդականության միջին մասում Տեսանելի ֆոտովիզուալ մեծությունը S.-ը հավասար է - 26,74, բացարձակ տեսողական աստղային մեծությունը Mv հավասար է + 4,83: S.-ի գունային ինդեքսը սպեկտրի MB - MV = 0,65 կապույտ (B) և տեսողական (V) շրջանների դեպքում է: Սպեկտրալ դաս C. G2V. Շարժման արագությունը մոտակա աստղերի ամբողջության համեմատ 19,7 × 103 մ / վ է: S.-ը գտնվում է մեր Գալակտիկայի պարուրաձև թևերից մեկի ներսում՝ նրա կենտրոնից մոտ 10 kpc հեռավորության վրա։ Գալակտիկայի կենտրոնի շուրջ արևային հեղափոխության շրջանը կազմում է մոտ 200 միլիոն տարի: Ս.-ի տարիքը մոտ 5–109 տարեկան է։

Ս–ի ներքին կառուցվածքը որոշվում է գնդաձեւ սիմետրիկ մարմին լինելու և հավասարակշռության մեջ գտնվելու ենթադրությամբ։ Էներգիայի փոխանցման հավասարումը, էներգիայի պահպանման օրենքը, վիճակի իդեալական գազի հավասարումը, Ստեֆան-Բոլցմանի օրենքը և հիդրոստատիկ, ճառագայթային և կոնվեկտիվ հավասարակշռության պայմանները՝ ընդհանուր լուսավորության, ընդհանուր զանգվածի արժեքների հետ միասին։ , և C.-ի շառավիղը որոշվում է դիտարկումներից և դրա վերաբերյալ տվյալներից քիմիական բաղադրությունըհնարավոր դարձնել մոդելի կառուցումը ներքին կառուցվածքըՍ. Ենթադրվում է, որ Ս.-ում ջրածնի պարունակությունը կշռով կազմում է մոտ 70%, հելիումը՝ մոտ 27%, իսկ մնացած բոլոր տարրերի պարունակությունը՝ մոտ 2,5%։ Այս ենթադրությունների հիման վրա հաշվարկվել է, որ Ս-ի կենտրոնում ջերմաստիճանը 10-15?106 Կ է, խտությունը՝ մոտ 1,5'105 կգ/մ3, ճնշումը՝ 3,4'1016 Ն/մ2 (մոտ 3'։ 1011 մթնոլորտ): Ենթադրվում է, որ էներգիայի աղբյուրը, որը լրացնում է ճառագայթման կորուստները և պահպանում է C.-ի բարձր ջերմաստիճանը, միջուկային ռեակցիաներն են, որոնք տեղի են ունենում C-ի խորքերում: C.-ի ներսում առաջացած էներգիայի միջին քանակը կազմում է 1,92 erg/g/վրկ: էներգիան որոշվում է միջուկային ռեակցիաներորտեղ ջրածինը վերածվում է հելիումի։ Ս–ի վրա հնարավոր են այս տիպի ջերմամիջուկային ռեակցիաների 2 խումբ՝ այսպես կոչված. պրոտոն-պրոտոն (ջրածին) ցիկլ և ածխածնի ցիկլ (Bethe ցիկլ): Ամենայն հավանականությամբ, պրոտոն-պրոտոն ցիկլը, որը բաղկացած է 3 ռեակցիաներից, որոնցից առաջինում դեյտերիումի միջուկները ձևավորվում են ջրածնի միջուկներից ( ծանր իզոտոպջրածին, ատոմային զանգված 2); դեյտերիումի միջուկներից երկրորդում առաջանում են 3 ատոմային զանգվածով հելիումի իզոտոպի միջուկներ, իսկ վերջապես երրորդում՝ կայուն հելիումի իզոտոպի միջուկներ՝ 4 ատոմային զանգվածով։

Ս–ի ներքին շերտերից էներգիայի փոխանցումը հիմնականում տեղի է ունենում կլանման միջոցով էլեկտրամագնիսական ճառագայթումգալիս է ներքևից և հաջորդաբար վերարտադրում: Արեգակնային ճառագայթման կենտրոնից հեռավորության հետ կապված ջերմաստիճանի նվազման արդյունքում ճառագայթման ալիքի երկարությունը աստիճանաբար մեծանում է, որը էներգիայի մեծ մասը փոխանցում է վերին շերտերին (տես Ճառագայթման գինու օրենքը): Էներգիայի փոխանցում շարժումով տաք նյութը ներքին շերտերից և ներսից սառեցված (կոնվեկցիա) էական դեր է խաղում համեմատաբար ավելի բարձր շերտերում, որոնք կազմում են արեգակնային ճառագայթման կոնվեկտիվ գոտին, որը սկսվում է մոտ 0,2 արևի շառավիղ խորությունից և ունի մոտ 108 մ հաստություն։ Կոնվեկտիվ շարժումների արագությունը մեծանում է սոլյարիի կենտրոնից հեռավորության հետ և հասնում է (2–2, 5)–103 մ/վրկ։ Դեռ ավելի բարձր շերտերում (մթնոլորտային մթնոլորտում) էներգիան կրկին փոխանցվում է ճառագայթման միջոցով։ Արեգակնային մթնոլորտի վերին շերտերում (քրոմոսֆերայում և պսակում) էներգիայի մի մասը մատակարարվում է մեխանիկական և մագնիսահիդրոդինամիկական ալիքների միջոցով, որոնք առաջանում են կոնվեկտիվ գոտում, բայց կլանվում են միայն այս շերտերում։ Խտությունը մեջ վերին մթնոլորտշատ փոքր է, և ճառագայթման և ջերմության հաղորդման շնորհիվ էներգիայի անհրաժեշտ հեռացումը հնարավոր է միայն այն դեպքում, եթե այդ շերտերի կինետիկ ջերմաստիճանը բավականաչափ բարձր է: Վերջապես, արեգակնային պսակի վերին մասում էներգիայի մեծ մասը տարվում է արևից հեռու գտնվող նյութի հոսքերով, այսպես կոչված. արևոտ քամի. Ջերմաստիճանը յուրաքանչյուր շերտում սահմանվում է այնպիսի մակարդակի վրա, որ էներգիայի հաշվեկշիռը ինքնաբերաբար կատարվի. բոլոր տեսակի ճառագայթների կլանման, ջերմային հաղորդունակության կամ նյութի շարժման արդյունքում բերված էներգիայի քանակը հավասար է բոլորի գումարին: շերտի էներգիայի կորուստները.

Արեգակնային ճառագայթման ընդհանուր ճառագայթումը որոշվում է երկրագնդի մակերևույթի վրա նրա ստեղծած լուսավորությամբ՝ մոտ 100,000 լյուքս, երբ արևը գտնվում է իր զենիթում: Մթնոլորտից դուրս՝ Երկրի հյուսիսից միջին հեռավորության վրա, լուսավորությունը 127000 լյուքս է։ S.-ի լուսավոր ինտենսիվությունը 2,84 × 1027 է: Լույսի էներգիայի քանակը, որը գալիս է 1 րոպեում 1 սմ3 տարածքի վրա, դրված է մթնոլորտից դուրս արևի ճառագայթներին ուղղահայաց՝ Երկրի միջին հեռավորության վրա Ս. կոչվում է արեգակնային հաստատուն։ Ս–ի ընդհանուր ճառագայթման հզորությունը 3,83 × 1026 վտ է, որից Երկրին հարվածել է մոտ 2 × 1017 Վտ, Ս–ի մակերեսի միջին պայծառությունը (երկրի մթնոլորտից դուրս դիտարկելիս) 1,98 × 109 նտ է, պայծառությունը։ S. սկավառակի կենտրոնը 2,48×109 նտ է։ S. սկավառակի պայծառությունը նվազում է կենտրոնից մինչև եզր, և այդ նվազումը կախված է ալիքի երկարությունից, այնպես որ S. սկավառակի եզրին պայծառությունը, օրինակ, 3600 Ա ալիքի երկարությամբ լույսի համար, մոտ է. Նրա կենտրոնի պայծառության 0,2-ը, իսկ 5000 Ա-ի համար՝ C. սկավառակի կենտրոնի պայծառության մոտ 0,3-ը: C. սկավառակի հենց եզրին պայծառությունը նվազում է 100-ով մեկ վայրկյանից պակաս ժամանակ: աղեղի, ուստի C. սկավառակի եզրագիծը շատ սուր է թվում (նկ. 1):

Արեգակնային ճառագայթումից արտանետվող լույսի սպեկտրալ կազմը, այսինքն՝ էներգիայի բաշխումը արեգակնային ճառագայթման սպեկտրում (երկրի մթնոլորտում կլանման ազդեցությունը և Ֆրաունհոֆերի գծերի ազդեցությունը հաշվի առնելուց հետո), ընդհանուր առումովհամապատասխանում է էներգիայի բաշխմանը մոտ 6000 Կ ջերմաստիճանով բացարձակ սև մարմնի ճառագայթման մեջ։ Այնուամենայնիվ, սպեկտրի որոշ հատվածներում նկատելի շեղումներ կան։ Ս–ի սպեկտրում առավելագույն էներգիան համապատասխանում է 4600 Ա ալիքի երկարությանը։ Ս–ի սպեկտրը շարունակական սպեկտր է, որի վրա դրված են ավելի քան 20 հազար կլանման գծեր (Ֆրաունհոֆերի գծեր)։ Դրանց ավելի քան 60%-ը նույնացվում է հայտնիի սպեկտրալ գծերի հետ քիմիական տարրերհամեմատելով արեգակնային սպեկտրում կլանման գծի ալիքի երկարությունները և հարաբերական ինտենսիվությունը լաբորատոր սպեկտրների հետ։ Ֆրաունհոֆերի գծերի ուսումնասիրությունը տեղեկատվություն է տալիս ոչ միայն Ս–ի մթնոլորտի քիմիական կազմի, այլև ֆիզիկական պայմաններայն շերտերում, որոնցում ձևավորվում է այս կամ այն ​​կլանման գիծը: Ս–ում գերակշռող տարրը ջրածինն է։ Հելիումի ատոմների թիվը 4-5 անգամ պակաս է, քան ջրածինը։ Բոլոր մյուս տարրերի ատոմների թիվը միասին վերցրած առնվազն 1000 անգամ պակաս է ջրածնի ատոմների թվից։ Դրանցից առավել առատ են թթվածինը, ածխածինը, ազոտը, մագնեզիումը, սիլիցիումը, ծծումբը, երկաթը և այլն: Որոշ մոլեկուլներին և ազատ ռադիկալներին պատկանող գծերը կարող են հայտնաբերվել նաև C-ի սպեկտրում՝ OH, NH, CH, CO: , եւ ուրիշներ.

Ս–ի վրա մագնիսական դաշտերը չափվում են հիմնականում Ս–ի սպեկտրում ներծծող գծերի Զեմանի ճեղքման միջոցով (տես Զեմանի էֆեկտը)։ Հյուսիսում կան մագնիսական դաշտերի մի քանի տեսակներ (տես արևային մագնիսականություն)։ Արեգակնային համակարգի ընդհանուր մագնիսական դաշտը փոքր է և հասնում է 1 Oe-ի այս կամ այն ​​բևեռականության և փոփոխվում է ժամանակի հետ: Այս դաշտը սերտորեն կապված է միջմոլորակային մագնիսական դաշտի և դրա հատվածային կառուցվածքի հետ։ Արեգակնային ակտիվության հետ կապված մագնիսական դաշտերը կարող են հասնել մի քանի հազար e-ի ուժգնության արեգակնային բծերում: Ակտիվ շրջաններում մագնիսական դաշտերի կառուցվածքը շատ բարդ է, տարբեր բևեռականության մագնիսական բևեռները փոխարինվում են: Կան նաև տեղական մագնիսական շրջաններ, որոնց դաշտի ուժգնությունը հարյուրավոր Oe է արեգակնային բծերից դուրս: Մագնիսական դաշտերը թափանցում են ինչպես քրոմոսֆերա, այնպես էլ արևային պսակ. Մեծ դերՀյուսիսում խաղում են մագնիտոգազինամիկ և պլազմային պրոցեսները: 5000-10000 Կ ջերմաստիճանի դեպքում գազը բավականաչափ իոնացված է, նրա հաղորդունակությունը բարձր է, և արեգակնային երևույթների հսկայական մասշտաբների պատճառով շատ մեծ է էլեկտրամեխանիկական և մագնիսամեխանիկական փոխազդեցությունների նշանակությունը (տես Տիեզերական մագնիսահիդրոդինամիկա)։

Ս–ի մթնոլորտը ձևավորվում է արտաքին, դիտելիշերտերը. Գրեթե ամբողջ արեգակնային ճառագայթումը գալիս է նրա մթնոլորտի ստորին հատվածից, որը կոչվում է ֆոտոսֆերա: Հիմնվելով ճառագայթային էներգիայի փոխանցման, ճառագայթային և տեղային թերմոդինամիկական հավասարակշռության և դիտարկվող ճառագայթման հոսքի հավասարումների վրա՝ տեսականորեն կարելի է կառուցել ֆոտոսֆերայում ջերմաստիճանի և խտության խորության բաշխման մոդել: Ֆոտոսֆերայի հաստությունը մոտ 300 կմ է, միջին խտությունը՝ 3×10=4 կգ/մ3։ Ֆոտոսֆերայում ջերմաստիճանը նվազում է, երբ մարդը տեղափոխվում է ավելի շատ արտաքին շերտեր, դրա միջին արժեքը մոտ 6000 Կ է, ֆոտոսֆերայի սահմանին մոտ 4200 Կ: Ճնշումը տատանվում է 2 × 104-ից մինչև 102 Ն/մ2: Սոլյարիումի ենթաֆոտոսֆերային գոտում կոնվեկցիայի առկայությունը դրսևորվում է ֆոտոսֆերայի անհավասար պայծառությամբ և տեսանելի հատիկավորությամբ՝ այսպես կոչված հատիկավորությամբ։ հատիկավոր կառուցվածքը. Հատիկները քիչ թե շատ կլոր ձևի վառ բծեր են՝ տեսանելի սպիտակ լույսի ներքո ստացված Ս. պատկերի վրա (նկ. 2)։ Հատիկների չափը 150-1000 կմ է, կյանքի տևողությունը՝ 5-10 րոպե։ առանձին հատիկներ կարելի է դիտարկել 20 րոպե: Երբեմն հատիկներն առաջացնում են մինչև 30000 կմ չափսերի կլաստերներ, հատիկներն ավելի պայծառ են, քան միջհատիկավոր տարածությունները 20–30%-ով, ինչը համապատասխանում է միջին ջերմաստիճանի տարբերությանը 300 Կ: Ի տարբերություն այլ գոյացությունների, Ս. հելիոգրաֆիկ լայնություններ և կախված չէ արևի ակտիվությունից: Ֆոտոսֆերայում քաոսային շարժումների (բուռն արագություններ) արագություններն են տարբեր սահմանումներ 1-3 կմ/վրկ. Ֆոտոսֆերայում հայտնաբերվել են շառավղային ուղղությամբ քվազի պարբերական տատանողական շարժումներ։ Դրանք առաջանում են 2-3 հազար կմ մեծությամբ տեղամասերում, մոտ 5 րոպե ժամանակով և 500 մ/վրկ արագության ամպլիտուդով, մի քանի ժամանակահատվածից հետո տվյալ վայրում տատանումները մարում են, այնուհետև կարող են նորից առաջանալ: Դիտարկումները ցույց են տվել նաև բջիջների առկայությունը, որոնցում շարժումը տեղի է ունենում բջիջի կենտրոնից մինչև նրա սահմանները հորիզոնական ուղղությամբ: Նման շարժումների արագությունը մոտ 500 մ/վ է։ Բջիջների չափսերը՝ գերգրանուլներ՝ 30-40 հազար կմ: Գերգրանուլների դիրքը համընկնում է քրոմոսֆերային ցանցի բջիջների հետ։ Գերգրանուլների սահմաններում մագնիսական դաշտն ուժեղանում է։ Ենթադրվում է, որ սուպերգրանուլներն արտացոլում են մակերեսի տակ մի քանի հազար կմ խորության վրա նույն չափի կոնվեկտիվ բջիջների առկայությունը։ Սկզբում ենթադրվում էր, որ ֆոտոսֆերան տալիս է միայն շարունակական ճառագայթում, իսկ կլանման գծերը ձևավորվում են դրա վերևում գտնվող հակադարձ շերտում։ Հետագայում պարզվեց, որ ֆոտոսֆերայում ձևավորվում են և՛ սպեկտրային գծեր, և՛ շարունակական սպեկտր։ Այնուամենայնիվ, սպեկտրային գծերի հաշվարկում մաթեմատիկական հաշվարկները պարզեցնելու համար երբեմն օգտագործվում է հակադարձ շերտ հասկացությունը:

Արևի բծեր և ջահեր: Ֆոտոսֆերայում հաճախ նկատվում են արևի բծեր և բռնկումներ (նկ. 1 և 2): Արեգակի բծերը մուգ գոյացություններ են, որոնք սովորաբար կազմված են ավելի մուգ միջուկից (ստվերից) և այն շրջապատող կիսաբողկից: Կետերի տրամագիծը հասնում է 200000 կմ-ի։ Երբեմն տեղը շրջապատված է թեթև եզրագծով։ Շատ փոքր բծերը կոչվում են ծակոտիներ: Բծերի կյանքի տևողությունը մի քանի ժամից մինչև մի քանի ամիս է: Բծերի սպեկտրում ավելի շատ գծեր և կլանման գոտիներ են նկատվում, քան ֆոտոսֆերայի սպեկտրում, այն նման է KO սպեկտրալ տիպի աստղի սպեկտրին: Դոպլերի էֆեկտի պատճառով բծերի սպեկտրի գծերի տեղաշարժերը ցույց են տալիս բծերի մեջ նյութի տեղաշարժը. ցածր մակարդակներիսկ ավելի մեծ արագություններով ներհոսքը հասնում է 3×103 մ/վրկ-ի (Էվերշեդի էֆեկտ)։ Գծի ինտենսիվությունների և բծերի և ֆոտոսֆերայի շարունակական սպեկտրի համեմատությունից հետևում է, որ բծերը ավելի սառն են, քան ֆոտոսֆերան 1-2 հազար աստիճանով (4500 Կ և ցածր): Արդյունքում, ֆոտոսֆերայի ֆոնի վրա բծերը հայտնվում են մուգ, միջուկի պայծառությունը ֆոտոսֆերայի պայծառության 0,2-0,5 է, կիսագնդի պայծառությունը՝ ֆոտոֆերիկայի մոտ 80%-ը։ Բոլոր արեգակնային բծերն ունեն ուժեղ մագնիսական դաշտ՝ մեծ բծերի դեպքում հասնում է 5000 e-ի: Սովորաբար, բծերը կազմում են խմբեր, որոնք կարող են լինել միաբևեռ, երկբևեռ և բազմաբևեռ իրենց մագնիսական դաշտում, այսինքն՝ պարունակում են տարբեր բևեռականության բազմաթիվ բծեր, որոնք հաճախ միավորված են ընդհանուր կիսաբևեռությամբ: Արեգակնային բծերի խմբերը միշտ շրջապատված են ֆակուլաներով և ճկույթներով, ցայտուններով; արեգակնային բռնկումներԱրեգակնային պսակում դրանց վերևում նկատվում են սաղավարտների և օդափոխիչների ճառագայթների ձևավորումներ. այս ամենը միասին կազմում է ակտիվ շրջան C-ում: Դիտարկվող կետերի և ակտիվ շրջանների միջին տարեկան թիվը, ինչպես նաև զբաղեցրած միջին տարածքը: նրանց կողմից փոխվում է մոտ 11 տարի ժամկետով։ Սա միջին արժեք է, մինչդեռ արեգակնային ակտիվության առանձին ցիկլերի տևողությունը տատանվում է 7,5-ից մինչև 16 տարի (տես Արեգակնային ակտիվություն): Ամենամեծ թիվըբծերը, որոնք միաժամանակ տեսանելի են Ս–ի մակերեսին, տարբեր ցիկլերի համար տատանվում են ավելի քան երկու անգամ։ Հիմնականում բծերը հայտնաբերվում են այսպես կոչված. թագավորական գոտիներ՝ 5-ից մինչև 30 հելիոգրաֆիկ լայնություն արեգակնային հասարակածի երկու կողմերում: Արեգակնային ակտիվության ցիկլի սկզբում բծերի տեղակայման լայնությունը ավելի բարձր է, ցիկլի վերջում՝ ավելի ցածր, իսկ ավելի բարձր լայնություններում հայտնվում են նոր ցիկլի բծեր։ Ավելի հաճախ նկատվում են արևային բծերի երկբևեռ խմբեր, որոնք բաղկացած են երկու մեծ արևային բծերից՝ գլխի արևային բծերից և հաջորդ արևային բծերից, որոնք ունեն հակառակ մագնիսական բևեռականություն և մի քանի փոքր արևային բծեր: Գլխի կետերը արեգակնային ակտիվության ողջ ցիկլի ընթացքում ունեն նույն բևեռականությունը, այդ բևեռականությունները հակադիր են C-ի հյուսիսային և հարավային կիսագնդերում: Ըստ երևույթին, բծերը ֆոտոսֆերայի իջվածքներ են, և դրանցում նյութի խտությունը փոքր է նյութի խտությունից: ֆոտոսֆերայում՝ նույն մակարդակի վրա։

Ակտիվ արեգակնային շրջաններում նկատվում են ֆակուլաներ՝ վառ ֆոտոֆերային գոյացություններ, որոնք տեսանելի են սպիտակ լույսի ներքո՝ հիմնականում արեգակնային սկավառակի եզրին: Ֆակուլաները սովորաբար հայտնվում են արևի բծերից առաջ և գոյություն ունեն դրանց անհետացումից որոշ ժամանակ անց: Ջահի տեղամասերի տարածքը մի քանի անգամ ավելի մեծ է, քան արևային բծերի համապատասխան խմբի տարածքը: Արեգակնային սկավառակի վրա ջահերի քանակը կախված է արեգակնային ակտիվության ցիկլի փուլից: Ֆակուլաներն ունեն առավելագույն հակադրություն (18%) C. սկավառակի եզրին մոտ, բայց ոչ հենց եզրին: C. սկավառակի կենտրոնում ֆակուլները գործնականում անտեսանելի են, և դրանց հակադրությունը շատ փոքր է: ջահերը ունեն բարդ մանրաթելային կառուցվածք, դրանց հակադրությունը կախված է ալիքի երկարությունից, որով կատարվում են դիտարկումները: ջահերի ջերմաստիճանը մի քանի հարյուր աստիճանով բարձր է ֆոտոսֆերայի ջերմաստիճանից, 1 սմ2-ից ընդհանուր ճառագայթումը 3-5%-ով գերազանցում է ֆոտոֆերայինին։ Ըստ երևույթին, ֆակուլները որոշ չափով բարձրանում են ֆոտոսֆերայից վեր։ Միջին տևողությունըդրանց գոյությունը 15 օր է, բայց կարող է հասնել գրեթե 3 ամսվա:

Քրոմոսֆերա. Ֆոտոսֆերայի վերևում գտնվում է մթնոլորտի մի շերտ, որը կոչվում է քրոմոսֆերա: Առանց նեղ շերտի զտիչներով հատուկ աստղադիտակների, քրոմոսֆերան տեսանելի է միայն ամբողջական ժամանակ արեգակնային խավարումներ ինչպես վարդագույն օղակը, որը շրջապատում է մուգ սկավառակը, այն րոպեներին, երբ Լուսինն ամբողջությամբ փակում է ֆոտոսֆերան: Այնուհետեւ կարելի է դիտարկել քրոմոսֆերայի սպեկտրը, այսպես կոչված. ֆլեշ սպեկտր. S. սկավառակի եզրին քրոմոսֆերան դիտողին հայտնվում է որպես անհարթ շերտ, որից դուրս են ցցվում առանձին ատամներ՝ քրոմոսֆերային սպիկուլներ։ Սպիկուլների տրամագիծը 200-2000 կմ է, բարձրությունը՝ մոտ 10000 կմ, իսկ սպիկուլներում պլազմայի բարձրացման արագությունը՝ մինչև 30 կմ/վ։ Հյուսիսում միաժամանակ գոյություն ունի մինչև 250000 սպիկուլ: Երբ դիտվում է մոնոխրոմատիկ լույսի ներքո (օրինակ՝ իոնացված կալցիումի 3934 A գծի լույսի ներքո), C. սկավառակի վրա տեսանելի է վառ քրոմոսֆերային ցանց, որը բաղկացած է առանձին հանգույցներից՝ 1000 կմ տրամագծով փոքր հանգույցներից և մեծերից։ 2000-ից 8000 կմ տրամագծով։ Խոշոր հանգույցները փոքրերի կլաստերներ են: Ցանցային բջիջների չափերը 30-40 հազար կմ են, ենթադրվում է, որ քրոմոսֆերային ցանցի բջիջների սահմաններում առաջանում են սպիկուլներ։ Երբ դիտվում է 6563 A կարմիր ջրածնի գծի լույսի ներքո, քրոմոսֆերայի արևային բծերի մոտ նկատվում է բնորոշ հորձանուտային կառուցվածք (նկ. 3): Քրոմոսֆերայում խտությունը նվազում է C կենտրոնից հեռավորության աճով: 1 սմ3-ում ատոմների թիվը տատանվում է 1015-ից ֆոտոսֆերայի մոտ մինչև 109 քրոմոսֆերայի վերին մասում: Քրոմոսֆերայի սպեկտրը բաղկացած է ջրածնի, հելիումի և մետաղների հարյուրավոր արտանետումների սպեկտրային գծերից։ Դրանցից ամենաուժեղն են Na ջրածնի կարմիր գիծը (6563 A) և իոնացված կալցիումի H և K գծերը՝ 3968 A և 3934 A ալիքի երկարությամբ: Քրոմոսֆերայի երկարությունը նույնը չէ, երբ դիտարկվում է տարբեր սպեկտրներում, գծերում: Ամենաուժեղ քրոմոսֆերային գծերում այն ​​կարելի է նկատել մինչև 14 000 կմ բարձրության վրա ֆոտոսֆերայից: Քրոմոսֆերայի սպեկտրների ուսումնասիրությունը հանգեցրեց այն եզրակացության, որ այն շերտում, որտեղ տեղի է ունենում ֆոտոսֆերայից քրոմոսֆերա անցում, ջերմաստիճանն անցնում է նվազագույնի միջով, և քանի որ քրոմոսֆերայի հիմքից բարձր բարձրությունը մեծանում է, այն հավասարվում է. 8-10 հազար Կ, իսկ մի քանի հազար կմ բարձրության վրա հասնում է 15 -20 հազար Կ-ի: Պարզվել է, որ քրոմոսֆերայում տեղի է ունենում գազային զանգվածների քաոսային (տոթորիկ) շարժում մինչև 15?103 մ/ արագություններով: ս.. Ha գծում հստակ տեսանելի են մուգ գոյացությունները, որոնք կոչվում են մանրաթելեր։ S. սկավառակի եզրին թելերը դուրս են ցցվում սկավառակից այն կողմ և դիտվում են դեպի երկինք՝ որպես պայծառ ցայտուններ։ Ամենից հաճախ թելերը և ցայտունները հայտնաբերվում են արեգակնային հասարակածի նկատմամբ սիմետրիկորեն տեղակայված չորս գոտիներում՝ բևեռային գոտիներ + 40? իսկ հարավ -40? հելիոգրաֆիկ լայնություն և ցածր լայնության գոտիներ շուրջը. երեսուն? արեգակնային ակտիվության ցիկլի սկզբում եւ 17? ցիկլի վերջում. Ցածր լայնության գոտիների թելերն ու ցայտունները ցույց են տալիս հստակ սահմանված 11-ամյա ցիկլ, դրանց առավելագույնը համընկնում է արևային բծերի առավելագույնի հետ: Բարձր լայնություններում կախվածությունը արեգակնային ակտիվության ցիկլի փուլերից ավելի քիչ է արտահայտված, առավելագույնը տեղի է ունենում արևային բծերի առավելագույնից 2 տարի անց: Թելերը, որոնք հանգիստ ցայտուններ են, կարող են հասնել արևի շառավիղի երկարությանը և գոյություն ունենալ հյուսիսի մի քանի պտույտների համար: Հյուսիսի մակերևույթից վեր բարձրությունների միջին բարձրությունը 30-50 հազար կմ է, միջին երկարությունը- 200 հազար կմ, լայնությունը՝ 5 հազար կմ։ Ըստ A.B. Severny-ի ուսումնասիրությունների՝ բոլոր ցայտունները ըստ իրենց շարժումների բնույթի կարելի է բաժանել 3 խմբի՝ էլեկտրամագնիսական, որոնցում շարժումները տեղի են ունենում դասավորված կոր հետագծերի երկայնքով՝ ուժի գծեր: մագնիսական դաշտը; քաոսային, որի դեպքում գերակշռում են անկարգ, տուրբուլենտ շարժումները (10 կմ/վրկ կարգի արագություններ); ժայթքող, որի ժամանակ քաոսային շարժումներով ի սկզբանե անաղմուկ տեղանքի նյութը հանկարծակի դուրս է մղվում աճող արագությամբ (հասնելով 700 կմ/վրկ) C-ից հեռավորության վրա։ մոտ միջին խտությունքրոմոսֆերա. Թելերը, որոնք ակտիվ են, արագ փոփոխվող ցայտունները, սովորաբար ուժեղ փոփոխվում են մի քանի ժամվա կամ նույնիսկ րոպեների ընթացքում: Շարժումների ձևն ու բնույթը ցայտուն հատվածներում սերտորեն կապված են քրոմոսֆերայի մագնիսական դաշտի և արեգակնային պսակի հետ։

Արեգակնային պսակը ամենաարտաքին և հազվադեպ հանդիպող մասն է արեգակնային մթնոլորտ, տարածվում է մի քանի (ավելի քան 10) արեգակնային շառավիղների վրա։ Մինչև 1931 թվականը պսակը կարող էր դիտվել միայն արևի ամբողջական խավարումների ժամանակ արծաթե-մարգարիտ փայլի տեսքով՝ լուսնով ծածկված Ս. սկավառակի շուրջ (տե՛ս հատոր 9, ներդիր էջ 384-385): Նրա կառուցվածքի մանրամասները լավ են աչքի ընկնում թագի մեջ՝ սաղավարտներ, երկրպագուներ, պսակային ճառագայթներ և բևեռային խոզանակներ։ Պսակի գյուտից հետո արևի պսակը սկսեց դիտվել խավարումներից դուրս: Պսակի ընդհանուր ձևը փոխվում է արեգակնային ակտիվության ցիկլի փուլի հետ՝ նվազագույնի տարիներին պսակը խիստ ձգվում է հասարակածի երկայնքով, իսկ առավելագույն տարիներին՝ գրեթե գնդաձև։ Սպիտակ լույսի ներքո արեգակնային պսակի մակերևույթի պայծառությունը միլիոն անգամ պակաս է C սկավառակի կենտրոնի պայծառությունից: Նրա փայլը ձևավորվում է հիմնականում ազատ էլեկտրոնների կողմից ֆոտոֆերային ճառագայթման ցրման արդյունքում: Պսակի գրեթե բոլոր ատոմները իոնացված են։ Պսակի հիմքում իոնների և ազատ էլեկտրոնների կոնցենտրացիան 1 սմ3-ում կազմում է 109 մասնիկ։ Պսակի ջեռուցումն իրականացվում է այնպես, ինչպես քրոմոսֆերայի տաքացումը։ Էներգիայի ամենամեծ արտազատումը տեղի է ունենում պսակի ստորին հատվածում, բայց բարձր ջերմային հաղորդունակության պատճառով պսակը գրեթե իզոթերմ է. ջերմաստիճանը շատ դանդաղ է իջնում ​​դեպի դուրս: Պսակում էներգիայի արտահոսքը տեղի է ունենում մի քանի ձևով. Պսակի ստորին հատվածում հիմնական դերը խաղում է էներգիայի ներքև փոխանցումը ջերմահաղորդման պատճառով։ Էներգիայի կորուստը պայմանավորված է պսակից ամենաարագ մասնիկների փախուստով։ Մեջ արտաքին մասերՊսակից էներգիայի մեծ մասը տանում է արևային քամին՝ պսակային գազի հոսք, որի արագությունը հյուսիսից հեռավորության հետ մեծանում է մի քանի կմ/վրկ-ից իր մակերեսի վրա մինչև 450 կմ/վրկ՝ Երկրի հեռավորության վրա։ Պսակի ջերմաստիճանը գերազանցում է 106 Կ. Ակտիվ շրջաններում ջերմաստիճանն ավելի բարձր է՝ մինչև 107K։ Ակտիվ շրջաններից վեր, այսպես կոչված. կորոնային խտացումներ, որոնցում մասնիկների կոնցենտրացիան տասնապատիկ ավելանում է։ Ներքին պսակի ճառագայթման մի մասն են կազմում երկաթի, կալցիումի, մագնեզիումի, ածխածնի, թթվածնի, ծծմբի և այլ քիմիական տարրերի բազմակի իոնացված ատոմների ճառագայթման գծերը։ Դիտվում են ինչպես սպեկտրի տեսանելի մասում, այնպես էլ ուլտրամանուշակագույն շրջանում։ Արեգակնային ճառագայթումը մետրի միջակայքում և ռենտգենյան ճառագայթներն առաջանում են արևային պսակում, որոնք ակտիվ շրջաններում բազմապատիկ ուժեղանում են: Հաշվարկները ցույց են տվել, որ արեգակնային պսակը հավասարակշռության մեջ չէ միջմոլորակային միջավայրի հետ։ Մասնիկների հոսքերը պսակից տարածվում են միջմոլորակային տարածություն՝ ձևավորելով արևային քամին։ Քրոմոսֆերայի և պսակի միջև կա համեմատաբար բարակ անցումային շերտ, որում ջերմաստիճանը կտրուկ բարձրանում է մինչև պսակին բնորոշ արժեքները։ Նրանում պայմանները որոշվում են ջերմահաղորդման արդյունքում պսակից էներգիայի հոսքով։ Անցումային շերտը ուլտրամանուշակագույն C ճառագայթման մեծ մասի աղբյուրն է: Քրոմոսֆերան, անցումային շերտը և պսակը արտադրում են C ամբողջ դիտարկված ռադիոհաղորդումը: Ակտիվ շրջաններում քրոմոսֆերայի, պսակի և անցումային շերտի կառուցվածքը փոխվում է: Այս փոփոխությունը, սակայն, դեռ լավ հասկանալի չէ։

Արեգակնային բռնկումներ. Քրոմոսֆերայի ակտիվ շրջաններում նկատվում են պայծառության հանկարծակի և համեմատաբար կարճաժամկետ բարձրացումներ, որոնք միաժամանակ տեսանելի են բազմաթիվ սպեկտրային գծերում։ Այս պայծառ գոյացությունները գոյություն ունեն մի քանի րոպեից մինչև մի քանի ժամ: Դրանք կոչվում են արևային բռնկումներ (նախկին անվանումը քրոմոսֆերային բռնկումներ է): Բռնկումները լավագույնս երևում են ջրածնի Ha գծի լույսի ներքո, բայց ամենապայծառները երբեմն երևում են սպիտակ լույսի ներքո։ Արեգակնային բռնկման սպեկտրում կան տարբեր տարրերի մի քանի հարյուր արտանետման գծեր՝ չեզոք և իոնացված։ Արեգակնային մթնոլորտի այն շերտերի ջերմաստիճանը, որոնք փայլում են քրոմոսֆերային գծերում (1-2) ≈104 Կ է, ավելի բարձր շերտերում՝ մինչև 107 Կ։ Բռնկումում մասնիկների խտությունը հասնում է 1013-1014-ի՝ 1 սմ3-ում։ Արևային բռնկումների մակերեսը կարող է հասնել 1015 մ3։ Սովորաբար արեգակնային բռնկումները տեղի են ունենում բարդ մագնիսական դաշտերով արագ զարգացող արևային բծերի խմբերի մոտ: Դրանք ուղեկցվում են մանրաթելերի և թաղանթների ակտիվացմամբ, ինչպես նաև նյութի արտազատմամբ։ Ջրամեկուսացման ժամանակ այն աչքի է ընկնում մեծ թվովէներգիա (մինչև 1010-1011 J): Ենթադրվում է, որ արևի բռնկման էներգիան սկզբում պահվում է մագնիսական դաշտում, այնուհետև արագորեն ազատվում է, ինչը հանգեցնում է պրոտոնների և էլեկտրոնների տեղային տաքացման և արագացման՝ առաջացնելով գազի հետագա տաքացում։ , նրա փայլը էլեկտրամագնիսական ճառագայթման սպեկտրի տարբեր մասերում, կրթ հարվածային ալիք. Արեգակնային բռնկումները առաջացնում են արեգակնային ճառագայթման ուլտրամանուշակագույն ճառագայթման զգալի աճ և ուղեկցվում են ռենտգենյան ճառագայթների (երբեմն շատ հզոր), ռադիոճառագայթման և դիակների արտանետումներով: բարձր էներգիամինչեւ 1010 ev. Երբեմն ռենտգենյան ճառագայթման պայթյունները նկատվում են նույնիսկ առանց քրոմոսֆերայի փայլի ուժեղացման: Արեգակնային որոշ բռնկումներ (դրանք կոչվում են պրոտոնային բռնկումներ) ուղեկցվում են հատկապես ուժեղ հոսանքներէներգետիկ մասնիկներ - արևային ծագման տիեզերական ճառագայթներ: Պրոտոնի բռնկումները վտանգ են ներկայացնում թռիչքի ժամանակ տիեզերագնացների համար, քանի որ էներգետիկ մասնիկներ, որոնք բախվում են թաղանթի ատոմներին տիեզերանավ, առաջացնում են bremsstrahlung, ռենտգենյան ճառագայթներ և գամմա ճառագայթում, իսկ երբեմն էլ՝ վտանգավոր չափաբաժիններով:

Արեգակնային ակտիվության ազդեցությունը ցամաքային երեւույթների վրա. Ս.-ն, ի վերջո, մարդկության կողմից օգտագործվող բոլոր տեսակի էներգիայի աղբյուրն է (բացի ատոմային էներգիայից)։ Սա քամու, ընկնող ջրի էներգիան է, այն էներգիան, որն ազատվում է բոլոր տեսակի վառելիքի այրման ժամանակ: Արեգակի ակտիվության ազդեցությունը Երկրի մթնոլորտում, մագնիտոսֆերայում և կենսոլորտում տեղի ունեցող գործընթացների վրա շատ բազմազան է (տես Արեգակ-երկրային հարաբերություններ)։

Ս–ի ուսումնասիրման գործիքներ Ս–ի դիտարկումներն իրականացվում են փոքր կամ միջին ռեֆրակտորների և մեծ հայելային աստղադիտակների օգնությամբ, որոնցում։ մեծ մասըՕպտիկան անշարժ է, և արևի ճառագայթներն ուղղվում են աստղադիտակի հորիզոնական կամ աշտարակային տեղադրման ներսում՝ օգտագործելով մեկ (սիդերոստատ, հելիոստատ) կամ երկու (կոլոստատ) շարժվող հայելիներ (տես Tower աստղադիտակ հոդվածի նկարը): Արեգակնային խոշոր աստղադիտակների կառուցման ժամանակ Հատուկ ուշադրությունվերաբերում է C սկավառակի բարձր տարածական լուծաչափին։ Ստեղծվել է արևային աստղադիտակի հատուկ տեսակ՝ արտախավարման կորոնոգրաֆ։ Պսակի ներսում Ս–ի պատկերը խավարում է արհեստական ​​«Լուսին»՝ հատուկ անթափանց սկավառակ։ Պսակում ցրված լույսի քանակը բազմիցս կրճատվում է, այնպես որ C մթնոլորտի ամենաարտաքին շերտերը կարող են դիտվել խավարումից դուրս: Արևային աստղադիտակները հաճախ հագեցած են նեղ շերտի օպտիկական զտիչներով, որոնք հնարավորություն են տալիս դիտել մեկ սպեկտրային գծի լույս: Ստեղծվել են նաև շառավղով փոփոխական թափանցիկությամբ չեզոք խտության զտիչներ, որոնք հնարավորություն են տալիս դիտել Արեգակնային պսակը մի քանի C շառավղով հեռավորության վրա: Արևային մեծ աստղադիտակները սովորաբար հագեցված են հզոր սպեկտրոգրաֆներով՝ սպեկտրների լուսանկարչական կամ ֆոտոէլեկտրական ձայնագրմամբ: Սպեկտրոգրաֆը կարող է ունենալ նաև մագնիտոգրաֆ՝ գործիք Զեմանի պառակտումն ու սպեկտրային գծերի բևեռացումը ուսումնասիրելու և հյուսիսում մագնիսական դաշտի մեծությունն ու ուղղությունը որոշելու համար: Երկրի մթնոլորտում կլանվածը հանգեցրեց մթնոլորտից դուրս ուղեծրային աստղադիտարանների ստեղծմանը: , որոնք հնարավորություն են տալիս երկրագնդի մթնոլորտից դուրս ստանալ արեգակնային ճառագայթման սպեկտրներ և առանձին գոյացություններ նրա մակերեսի վրա։

• Մենք կարող ենք մի շարք մեծ ռեֆլեկտորներ տեղադրել Լագրանժի L1 կետում, որպեսզի լույսի մի մասը չհասնի Երկիր:
• Մենք կարող ենք գեոինժեներականացնել մեր մոլորակի մթնոլորտը/ալբեդոն այնպես, որ այն ավելի շատ լույս արտացոլի և ավելի քիչ կլանի:
• Մենք կարող ենք ազատվել մոլորակից ջերմոցային էֆֆեկտ, մթնոլորտից հեռացնելով մեթանի և ածխաթթու գազի մոլեկուլները։
• Մենք կարող ենք լքել Երկիրը և կենտրոնանալ երկրագնդի վրա արտաքին աշխարհներՄարսի նման:

Տեսականորեն ամեն ինչ կարող է աշխատել, բայց դա հսկայական ջանք ու աջակցություն կպահանջի։

Այնուամենայնիվ, Երկիրը հեռավոր ուղեծիր տեղափոխելու որոշումը կարող է վերջնական դառնալ։ Եվ չնայած մենք ստիպված կլինենք անընդհատ հեռացնել մոլորակը ուղեծրից՝ մշտական ​​ջերմաստիճանը պահպանելու համար, դա կպահանջի հարյուրավոր միլիոնավոր տարիներ: Արեգակի պայծառության 1% աճի ազդեցությունը փոխհատուցելու համար Երկիրը պետք է տեղափոխվի Արեգակից հեռավորության 0,5%-ով; 20% աճը փոխհատուցելու համար (այսինքն՝ 2 միլիարդ տարի հետո), Երկիրը պետք է 9,5%-ով առաջ քաշվի։ Երկիրը Արեգակից այլևս կլինի ոչ թե 149,600,000 կմ, այլ 164,000,000 կմ:

Երկրից Արև հեռավորությունը վերջին 4,5 միլիարդ տարիների ընթացքում առանձնապես չի փոխվել: Բայց եթե Արևը շարունակի տաքանալ, և մենք չցանկանանք, որ Երկիրը ամբողջությամբ տապակվի, մենք ստիպված կլինենք լրջորեն դիտարկել մոլորակների միգրացիայի հնարավորությունը։

Սա շատ էներգիա է խլում: Տեղափոխել Երկիրը՝ նրա բոլոր վեց սեպտիլիոն կիլոգրամները (6 x 10 24) Արեգակից հեռու, նշանակում է էապես փոխել մեր ուղեծրի պարամետրերը: Եթե ​​մոլորակը Արեգակից տեղափոխենք 164,000,000 կմ, ակնհայտ տարբերությունները նկատելի կլինեն.

• Երկիրը Արեգակի շուրջ պտտվելու է 14,6%-ով ավելի երկար
• կայուն ուղեծիր պահպանելու համար, մեր ուղեծրային արագությունպետք է նվազի 30 կմ/վրկ-ից մինչև 28,5 կմ/վ
• եթե Երկրի պտտման ժամանակահատվածը մնա նույնը (24 ժամ), տարին կլինի ոչ թե 365, այլ 418 օր.
• Արևը շատ ավելի փոքր կլինի երկնքում՝ 10%-ով, իսկ Արեգակի առաջացրած մակընթացությունները մի քանի սանտիմետրով ավելի թույլ կլինեն։

Եթե ​​Արեգակը մեծանում է չափերով, և Երկիրը հեռանում է նրանից, ապա այս երկու ազդեցությունները այնքան էլ չեն անհետանում. Արեգակը Երկրից ավելի փոքր կհայտնվի

Բայց Երկիրն այսքան հեռու տանելու համար մենք պետք է շատ մեծ էներգետիկ փոփոխություններ կատարենք. մեզ անհրաժեշտ կլինի փոխել Արև-Երկիր համակարգի գրավիտացիոն պոտենցիալ էներգիան: Նույնիսկ հաշվի առնելով բոլոր մյուս գործոնները, ներառյալ Արեգակի շուրջ Երկրի դանդաղումը, մենք ստիպված կլինենք փոխել Երկրի ուղեծրի էներգիան 4,7 x 10 35 ջոուլով, ինչը համարժեք է 1,3 x 10 20 տերավատ/ժամի: 10 15 անգամ մարդկության կողմից իրականացվող տարեկան էներգիայի ծախսերը. Կարելի է մտածել, որ երկու միլիարդ տարի հետո դրանք տարբեր կլինեն, և կան, բայց ոչ շատ։ Մեզ կպահանջվի 500,000 անգամ ավելի շատ էներգիա, քան մարդկությունն այսօր արտադրում է ամբողջ աշխարհում, որն ամբողջը կօգտագործվի Երկիրը անվտանգ տեղ տեղափոխելու համար:

Արեգակի շուրջ մոլորակների պտտման արագությունը կախված է Արեգակից նրանց հեռավորությունից: Երկրի դանդաղ միգրացիան՝ հեռավորության 9,5%-ի չափով, չի խանգարի այլ մոլորակների ուղեծրերին։

Տեխնոլոգիան ամենադժվար խնդիրը չէ։ Բարդ խնդիրշատ ավելի հիմնարար. ինչպե՞ս ենք մենք ստանում այս ամբողջ էներգիան: Իրականում կա միայն մեկ տեղ, որը կբավարարի մեր կարիքները՝ հենց Արևը: Ներկայումս Երկիրը Արեգակից ստանում է մոտ 1500 վտ էներգիա մեկ քառակուսի մետրի համար։ Երկիրը ճիշտ ժամանակում տեղաշարժելու համար բավականաչափ հզորություն ստանալու համար մենք պետք է կառուցենք մի զանգված (տիեզերքում), որը կհավաքի 4,7 x 10 35 ջոուլ էներգիա՝ հավասարաչափ, ավելի քան 2 միլիարդ տարի: Սա նշանակում է, որ մեզ անհրաժեշտ է 5 x 10 15 տարածքի զանգված քառակուսի մետր(և 100% արդյունավետություն), որը համարժեք է տասը մոլորակների ամբողջ տարածքին, ինչպիսին մերն է:

Տիեզերական արեգակնային էներգիայի հայեցակարգը մշակվել է երկար ժամանակ, բայց ոչ ոք դեռ չի պատկերացրել 5 միլիարդ քառակուսի կիլոմետր տարածք ունեցող արևային բջիջների զանգված:

Ուստի Երկիրը հեռու անվտանգ ուղեծիր տեղափոխելու համար անհրաժեշտ է արեւային վահանակ 5 միլիարդ քառակուսի կիլոմետր 100% արդյունավետությամբ, որի ողջ էներգիան կծախսվի 2 միլիարդ տարվա ընթացքում Երկիրը մեկ այլ ուղեծիր մղելու վրա: Արդյո՞ք դա ֆիզիկապես հնարավոր է: Բացարձակապես։ ԻՑ ժամանակակից տեխնոլոգիաներ? Ընդհանրապես. Արդյո՞ք դա գործնականում հնարավոր է: Այն, ինչ մենք հիմա գիտենք, գրեթե հաստատ ոչ: Ամբողջ մոլորակը քարշ տալը դժվար է երկու պատճառով՝ նախ՝ Արեգակի ձգողականության ուժի և Երկրի զանգվածային լինելու պատճառով։ Բայց մենք ունենք հենց այդպիսի Արև և այդպիսի Երկիր, և Արևը կջերմանա՝ անկախ մեր գործողություններից։ Քանի դեռ չենք պարզել, թե ինչպես հավաքել և օգտագործել այս քանակությամբ էներգիա, մեզ այլ ռազմավարություններ են պետք: