Сонячна грануляція

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Сонячна фотосфера у порівнянні з Північною Америкою, що подані в одній шкалі. Кожен чорний чи білий бар на світлині відповідає 1000 км.

Сонячна грануляція в сонячній фотосфері зумовлена конвективними потоками плазми, що сягають фотосфери з конвективної зони Сонця. Грануляція за своєю суттю є сукупністю окремих гранул (комірок), в центрі яких на поверхню з надр Сонця виноситься гаряча плазма, в той час як по їхніх краях охолоджена за рахунок випромінювання плазма тече вглиб Сонця.

Фізика та структура сонячних гранул[ред.ред. код]

У фотосфері Сонця конвективні потоки плазми створюють окремі гранули (комірки), типовий розмір яких сягає порядку 1000 км. Внаслідок нестабільності турбулентних потоків тривалість життя (від моменту її утворення до моменту розсмоктування чи дисипації) становить десь 8 — 20 хвилин.

Детальні спостереження сонячної грануляції й аналіз доплерівського зміщення спектральних ліній безпосередньо вказують на напрямок руху гарячої плазми до спостерігача в центрі гранули зі швидкістю біля 400 м/с й на рух охолодженої плазми, яка має нижчу температуру, на переферії гранули від спостерігача (тобто вглиб Сонця). Температури в центрі та на периферії гранули можна оцінити, використовуючи закон зміщення Віна для аналізу виміряних характеристик випромінювання, що надходить від цих областей. Дана поведінка плазми свідчить про наявність конвективних потоків, що є результатом активного перемішування плазми в конвективній зоні Сонця.

Під фотосферою знаходиться шар так званої супергрануляції, гранули якої є стабільнішими в часі (живуть до 24 годин) й сягають розмірів до 30000 км.


Шаблон:Sun-stub