Конвективная зона Солнца

Солнце
Наше Солнце – звезда второй популяции возрастом около пяти миллиардов лет. Она включает в себя элементы, которые тяжелее водорода и гелия, а также кислород, углерод, неон и железо. Авторы и права: NASA / Solar Dynamics Observatory.

Начиная с глубины, в 200 тысяч километров, или со слоя радиусом в 0.8 единиц от радиуса Солнца, под фотосферой, находится так называемая конвективная зона, в которой из-за очень резких перепадов температур плазма из ионизированного водорода постоянно находится в “бурлящем” состоянии. По мере отдаления от фотосферы звезды, температура в конвективной зоне начинает резко повышаться. Уже на отметке в 0.75 от радиуса Солнца, согласно моделям, температура должна достичь отметки в один миллион градусов и с ростом глубины температура будет только расти.

Погружаясь всё глубже в самую настоящую солнечную преисподнюю Вы бы ничего не увидели кроме ослепительной синевы, которая сменялась бы ещё более ослепительно-выжигающим синим цветом, окружающим вас. Такой эффект связан с тем, что в недрах Солнца плазма непрозрачна для видимого излучения.

Но вернёмся к зоне конвекции. Cогласно современным данным гелиоастросейсмологии (науки, изучающей внутреннее строение Солнца и других звёзд), роль конвективной зоны в физике звёздных процессов очень велика. Именно в конвективной зоне зарождаются тороидальные, циркуляционные потоки солнечного вещества, которые астрономы прозвали модами. Благодаря им происходит перенос энергии из внутренних слоёв звезды во внешние и далее – в космос.

Не будь у конвективной зоны такого свойства, возможно наша планета никогда бы не стала обитаемой. В некоторой степени, конвективную зону можно сравнить с “кровеносной системой” звезды а моды – это её “сосуды”. Важно предупредить, что это лишь упрощённое сравнение. В реальности же наши кровеносные сосуды и моды, скорее всего, ничего общего не имеют.

Моды были открыты совсем недавно а их детальное изучение началось почти только что. Тем не менее, уже сейчас у нашей “жёлтой” звезды можно выделить три основных мода:
1) р-моды, возникающие из-за колебаний давления глубоко внутри звезды;
2) g-моды, которые возникают из-за всплывания более лёгких слоёв плазмы и погружения более тяжёлых;
3) поверхностные f-моды, распространяющиеся почти до самой фотосферы.

Стоит так же добавить, что моды, отчасти ответственны за создания мощного магнитного поля, которое имеет весьма сложную структуру и процесс формирования, природа которого лежит глубокого в недрах звезды.

Понимание процессов, которые происходят в недрах Солнца позволят учёным узнать больше о структуре и динамике недр других звёзд. Это может оказаться полезным, например для поиска “спокойных” звёзд, которые способны своим экзопланетам дать условия для зарождения жизни, или помочь заблаговременно предсказывать “космическую погоду” для того чтобы максимально снизить риски связанные с Солнцем и не подвергать лишний раз космонавтов лишним дозам космической радиации.

Присоединяйся

Вы могли пропустить:

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован.