Günəşin quruluşu

 

Günəş yerə ən yaxın ulduzdur. Yerkürəsindən onu ayıran məsafə təqribən 150 mln. km-dir. Bəlkə də kimsə belə bir maraqlı fakt eşitmişdir ki, Günəşimizin kütləsi bütün Günəş sistemimizin 99%-ni təşkil edir. Ulduzun kütləsi, həcmi və temperaturu sadəcə heyrətamizdir. Kütləsi 1.989 x 1030 kq olub( təqribən 333 000 Yer planetinin kütləsi qədər),  diametri isə 1.392.700 km-dir.   Buradan sadə bir sual yaranır, Günəş nədən ibarətdir və onun mərkəzində nə var?

Günəşin daxili quruluşu

Təbii ki, biz Günəşi daxildən birbaşa müşahidə və  tədqiq edə  bilmərik. Amma fizikanın ümumi qanunları, ulduzumuzun əsas xüsusiyyətləri və nəzəri modelləri Günəşin daxili quruluşunu təsəvvür etməyə imkan verir. Günəşin daxili quruluşu Günəşimizə bənzər  digər ulduzların da quruluşunu anlamağa kömək edir. Buna görə də Günəşin quruluşunu nəzərdən keçirək

Nüvə

Gəlin səyahətimizə Günəşin mərkəzindən – nüvəsindən başlayaq. Günəşin tam mərkəzində təxminən 150-175 min kilometr radiusu olan kürə Günəşin nüvəsi sayılır. Məhz burada, Günəşin səthindən təxminən  bir milyon kilometr məsafədə  termonüvə reaksiyaları baş verir. Nüvədəki maddənin sıxlığı hər kubmetr üçün təxminən 150 ton təşkil edir ki, bu da Yerdəki ən sıx metal olan Osmiumun sıxlığından 6,6 dəfə çoxdur. Burada temperatur 15 milyon dərəcə Selsiyə çatır.

Burada gedən bütün termonüvə reaksiyaları  istilik və enerji əmələ gətirir ki, bu da Günəşin bütün sonrakı təbəqələrini keçərək onu günəş işığı və kinetik enerji şəklində tərk edir. Günəş nüvəsi Günəşin mərkəzindən 175.000 km məsafəyə (təxminən 0,2 günəş radiusu) qədər uzanır. Maraqlıdır ki, nüvə ulduzda enerjinin ayrıldığı yeganə yerdir (termonüvə reaksiyaları səbəbindən).

Şüalanma enerjisinin ötürülmə zonası

Günəşin daxili strukturunun nüvədən sonra növbəti təbəqəsi şüalanma enerjisinin  ötürülmə zonasıdır. Bu təbəqə  öz adını enerjinin nüvədən səthə ötürülməsindən almışdır. Bu zona nüvəni əhatə edir və günəş radiusunun 0,7 səviyyəsində bitir, Enerjini ötürmə zonası  hidrogen-helium plazmasından ibarətdir. Nüvə ilə sərhəddə plazmanın sıxlığı 20 q/sm3 təşkil edir ki, bu da təxminən qızılın sıxlığına bərabərdir. Lakin zonanın xarici sərhəddinə yaxınlaşdıqca onun sıxlığı 100 dəfə azalır (0,2 q/sm3-ə qədər, bu da suyun sıxlığından azdır). Eyni zamanda, temperatur da azalır: zonanın daxili sərhədində 7 milyon dərəcədirsə, yuxarı sərhəddə cəmi 2 milyon dərəcədir.Bu təbəqədən  şüalanma vasitəsi  ilə enerji

Konveksiya zonası

Günəşin növbəti təbəqəsi olan – konveksiya zonasına ötürülür. Konveksiya zonasının  qalınlığı Günəşin radiusunun yalnız onda birini tutsa da, onun həcminin üçdə ikisini təşkil edir. Lakin onun kütləsi Günəşin kütləsinin cəmi 2%-i qədərdir. Çünki bu təbəqədəki günəş maddəsi çox seyrəkdir. Əgər enerjini ötürmə zonası ilə sərhəddə onun sıxlığı 0,2 q/sm3 təşkil edirsə, günəş atmosferi ilə sərhəddə (növbəti təbəqə) havanın sıxlığından on min dəfə aşağıdır, yəni çox seyrək qazdır. Bu zonada temperatur da içəridən xaricə doğru kəskin şəkildə aşağı düşür: təbəqənin daxilində  2 000 000 ° C-dən xarici sərhəddə 6 000 ° C-ə qədər.

Konveksiya təbəqəsi ilə enerji ötürmə təbəqəsi arasında Taxoklin adlanan nazik sərhəd təbəqəsi vardır. Günəşin maqnit sahəsinin yaranmasında əsas rolu bu təbəqə oynayır.

Şüalanma enerjisinin ötürülmə və konveksiya zonalarında enerjinin yayılması

Günəş atmosferi

Alimlər Günəşin atmosferini üç zonaya bölürlər: ən aşağısı fotosfer, onun üstündə xromosfer, sonuncu təbəqə isə günəş tacıdır.

Atmosfer

Fotosfer Günəşin görünən işığının şüalanma mənbəyidir, yəni səmada günəş diski kimi gördüyümüzdür. Günəşin işığı saf ağdır. Ancaq Yerdən biz onu sarımtıl görürük . Bunun əsas səbəbkarı Yerin atmosfer qatıdır. O Günəş işığını tərkib hissələrinə səpələyir və bəzi rəngləri udur.

Fotosferin qalınlığı kiçikdir – 400 kilometrdən çox deyil. Günəş maddəsinin temperaturu fotosferin üst qatlarında azalmağa davam edir: əgər 300 km dərinlikdə Günəşin temperaturu selsi ilə 6000 dərəcədən yüksəkdirsə, fotosferin yuxarı təbəqələrində artıq  4000 dərəcə selsiyə yaxındır. Fotosfer isti qazlardan ibarətdir. Bu zonanın şəffaflığına görə konveksiya zonasının yuxarı təbəqələrində qranulyasiya zonasını görmək olar.

Günəş ləkələri məhz fotosferdə müşahidə olunur. Onları xüsusi günəş filtrləri vasitəsi ilə teleskoplarda müşahidə etmək mümkündür. Bu ləkələr, tempraturu onları əhatə edən səthin temraturundan çox (təxminən 1500-2000 dərəcə) aşağı olan ərazilərdir. Günəş ləkələri  güclü maqnit sahələri üçün çıxış yeridir. Onlar konvektiv ötürmənin qarşısını aldığından yuxarı qalxan istilik enerjisinin axını azalır – buna görə də qara ləkə kimi görünən ərazidə  temperatur aşaöı olur. Günəş ləkələrinin sayı və ölçüsü Günəşin maqnit aktivliyinin göstəricisidir.

Günəş ləkələri

Xromosfer

Xromosfer Günəş atmosferində fotosferdən sonra gələn təbəqədir. Fotosferə çox yaxınlığı səbəbindən onu görmək çətindir. Xromosferi Günəş tutulması zamanı görmək mümkündür. Tutqun rəngdə olan  Günəş diskinin ətrafında çəhrayı rəngdə parıltı kimi görünür. Xromosferin aydın sərhədləri yoxdur. Kənar konturları alov dilinə bənzəyir. Bu dilləri spikul adlandırırlar. Onlar Günəşdən qalxan plazma axınlarıdır. Spiküllərin ölçüləri – diametrdə 200-2000 km, hündürlüyü isə bir neçə min kilometrdir. Fotosferlə müqayisədə xromosfer daha seyrəkdir , lakin buna baxmayaraq daha istidir – 20 000 dərəcə selsiyə yaxın. Ancaq bu, günəş atmosferinin ən xarici təbəqəsinin – Günəş tacının temperaturu ilə müqayisədə heç nədir.

xromosfer, günəş tacı və protuberans

Günəş tacı

Günəş tacı günəş atmosferinin ən seyrək və  eyni zamanda ən isti hissəsidir: onun temperaturu 1-2 milyon dərəcəyə çatır. Tac seyrəlmiş bə  ionlaşmış qazlardan ibarətdir . Tac Günəşin bir neçə diametr ölçüsündə uzanır! Tədricən seyrəkləşən tac bütün planetlərarası məkanı doldurur. Günəş tacında protuberanslar müşahidə edilə bilər. Protuberans – Günəşdən çıxan (atılan) sıxlaşmış plazma kütləsidir. Günəş tacı günəş küləyinin mənbəyidir. Bu külək yüksək enerjili yüklü hissəciklər selidir. Güclü günəş küləyi Yer kürəsində qütb parıltlsı və maqnit qasırğasına səbəb olur.

Protuberans


Müəllif: Hüseyn Əliyev (Həvəskar Astronomlar Cəmiyyətinin idarə heyətinin üzvü)