Diễn đàn Khám phá khoa học
Chào mừng đến Diễn đàn Khám phá khoa học
Bạn đang là khách viếng thăm. Vì vậy vui lòng đăng nhập hoặc đăng kí để sử dụng diễn đàn được tốt hơn và nhìn thấy được một số nội dung cần thiết

Khi tham gia vào diễn đàn bạn có thể viết bài, trao đổi kinh nghiệm, cùng khám phá với mọi người những điều hay, bổ ích về khoa học...,

Hãy chứng tỏ sự hiểu biết của bạn về Khoa học qua http://khampha.forumotion.com



 
Trang ChínhCalendarGalleryTrợ giúpTìm kiếmThành viênNhómĐăng kýĐăng Nhập

 
ĐĂNG TIN
Các tin, bài báo thuộc về khoa học, thiên văn,...
 
 
Về các lĩnh vực Tin học, vật lý, toán học, thiên văn.....
 
 
Tài liệu, ebook, đề thi, phần mềm hữu ích, video, ảnh khoa học....
 
Bookmark and Share|

Tìm hiểu về Thái Dương hệ ( Phần 1: Mặt Trời)

Xem chủ đề cũ hơn Xem chủ đề mới hơn Go down
Tác giả
Bình chọn cho bài viết:
Admin
Administrator

avatar


Giới tính : Nam
Số bài gửi Số bài gửi : 388
Coin Coin : 19505
Được cám ơn : 23
Đến từ Đến từ : Việt Nam
Tài sản :

Sat Dec 11, 2010 1:06 pm
Bài gửiTiêu đề: Tìm hiểu về Thái Dương hệ ( Phần 1: Mặt Trời)

Mặt Trời là ngôi sao ở trung tâm Hệ Mặt Trời, chiếm khoảng 99,86% khối lượng của Hệ Mặt Trời. Trái Đất và các thiên thể khác như các hành tinh, tiểu hành tinh, thiên thạch, sao chổi, và bụi quay quanh Mặt Trời. Khoảng cách trung bình giữa Mặt Trời và Trái Đất xấp xỉ 149,6 triệu kilômét (1 Đơn vị thiên văn AU) nên ánh sáng Mặt Trời cần 8 phút 19 giây mới đến được Trái Đất. Trong một năm, khoảng cách này thay đổi từ 147,1 triệu kilômét (0,9833 AU) ở điểm cận nhật (khoảng ngày 3 tháng 1), tới xa nhất là 152,1 triệu kilômét (1,017 AU) ở điểm viễn nhật (khoảng ngày 4 tháng 7). Năng lượng Mặt Trời ở dạng ánh sáng hỗ trợ cho hầu hết sự sống trên Trái Đất thông qua quá trình quang hợp, và điều khiển khí hậu cũng như thời tiết trên Trái Đất. Thành phần của Mặt Trời gồm hydro (khoảng 74% khối lượng, hay 92% thể tích), heli (khoảng 24% khối lượng, 7% thể tích), và một lượng nhỏ các nguyên tố khác, gồm sắt, nickel, oxy, silic, lưu huỳnh, magiê, carbon, neon, canxi, và crom. Mặt Trời có hạng quang phổ G2V. G2 có nghĩa nó có nhiệt độ bề mặt xấp xỉ 5.778 K (5.505 °C) khiến nó có màu trắng, và thường có màu vàng khi nhìn từ bề mặt Trái Đất bởi sự tán xạ khí quyển. Chính sự tán xạ này của ánh sáng ở giới hạn cuối màu xanh của quang phổ khiến bầu trời có màu xanh. Quang phổ Mặt Trời có chứa các đường ion hoá và kim loại trung tính cũng như các đường hydro rất yếu. V (số 5 La Mã) trong lớp quang phổ thể hiện rằng Mặt Trời, như hầu hết các ngôi sao khác, là một ngôi sao thuộc dãy chính. Điều này có nghĩa nó tạo ra năng lượng bằng tổng hợp hạt nhân của hạt nhân hydro thành heli. Có hơn 100 triệu ngôi sao lớp G2 trong Ngân Hà của chúng ta. Từng bị coi là một ngôi sao nhỏ và khá tầm thường nhưng thực tế theo hiểu biết hiện tại, Mặt Trời sáng hơn 85% các ngôi sao trong Ngân Hà với đa số là các sao lùn đỏ.


Quầng nóng của Mặt Trời liên tục mở rộng trong không gian và tạo ra gió Mặt Trời là các dòng hạt có vận tốc gấp 5 lần âm thanh - mở rộng nhật mãn (heliopause) tới khoảng cách xấp xỉ 100 AU. Bong bóng trong môi trường liên sao được hình thành bởi gió mặt trời, nhật quyển (heliosphere) là cấu trúc liên tục lớn nhất trong Hệ Mặt Trời.

Mặt Trời hiện đang đi xuyên qua đám mây Liên sao Địa phương (Local Interstellar Cloud) trong vùng Bóng Địa phương (Local Bubble) mật độ thấp của khí khuếch tán nhiệt độ cao, ở vành trong của Nhánh Orion của Ngân Hà, giữa nhánh Perseus và nhánh Sagittarius của ngân hà. Trong 50 hệ sao gần nhất bên trong 17 năm ánh sáng từ Trái Đất, Mặt Trời xếp hạng 4 về khối lượng như một ngôi sao cấp bốn (M = +4,83), dù có một số giá trị cấp hơi khác biệt đã được đưa ra, ví dụ 4,85 và 4,81. Mặt Trời quay quanh trung tâm của Ngân Hà ở khoảng cách xấp xỉ 24.000 – 26.000 năm ánh sáng từ trung tâm Ngân Hà, nói chung di chuyển theo hướng chùm sao Cygnus và hoàn thành một vòng trong khoảng 225–250 triệu năm (một năm ngân hà). Tốc độ quỹ đạo của nó được cho khoảng 220 ± 20, km/s nhưng một ước tính mới đưa ra con số 251km/s. Bởi Ngân Hà của chúng ta đang di chuyển so với Màn bức xạ vi sóng vũ trụ (CMB) theo hướng chòm sao Hydra với tốc độ 550 km/s, nên tốc độ chuyển động của nó so với CMB là khoảng 370 km/s theo hướng chòm sao Crater hay Leo

Đặc điểm:

Mặt Trời là một ngôi sao thuộc dãy chính màu vàng chiếm khoảng 99% tổng khối lượng Hệ Mặt Trời. Nó là một hình cầu gần hoàn hảo, chỉ hơi dẹt khoảng chín phần triệu, có nghĩa đường kính cực của nó khác biệt so với đường kính xích đạo chỉ 10 km (6 dặm). Bởi Mặt Trời tồn tại ở dạng trạng thái plasma và không rắn chắc do đó tốc độ quay (vận tốc góc) tại xích đạo nhanh hơn ở hai cực. Điều này được gọi là chuyển động không đồng tốc. Chu kỳ của chuyển động thực này xấp xỉ 25,6 ngày ở xích đạo và 33,5 ngày ở cực. Tuy nhiên, vì điểm quan sát thuận lợi luôn thay đổi khi Trái Đất quay quanh Mặt Trời nên chuyển động biểu kiến của ngôi sao này tại xích đạo là khoảng 28 ngày. Hiệu ứng ly tâm của chuyển động chậm này yếu hơn 18 triệu lần so với lực hấp dẫn tại xích đạo Mặt Trời. Hiệu ứng thủy triều của các hành tinh thậm chí còn yếu hơn, và không ảnh hưởng lớn tới hình dạng Mặt Trời.

Mặt Trời là một sao nhóm I, nhóm sao có nhiều nguyên tố nặng. Sự hình thành Mặt Trời có thể đã được bắt đầu từ các sóng chấn động từ một hay nhiều siêu tân tinh bên cạnh. Lý thuyết này được đưa ra do sự phong phú của nguyên tố nặng trong Hệ Mặt Trời, như vàng và uranium, nếu những sao có nhiều nguyên tố này thì gọi là Sao nhóm II (ít nguyên tố nặng). Các nguyên tố này theo khả năng có thể nhất đã được tạo ra bởi các phản ứng hạt nhân thu năng lượng trong một quá trình hình thành sao siêu mới, hay bởi sự biến đổi thông qua hấp thụ neutron bên trong một ngôi sao lớn thế hệ hai.

Cấu trúc của Mặt Trời không có ranh giới cụ thể như những hành tinh đá: ở phần phía ngoài của nó, mật độ các khí giảm gần như theo hàm mũ theo khoảng cách từ tâm. Tuy nhiên, cấu trúc bên trong của nó được xác định rõ ràng, như được miêu tả bên dưới. Bán kính Mặt Trời được đo từ tâm tới cạnh ngoài quang quyển. Đây đơn giản là lớp mà bên trên nó các khí quá lạnh hay quá mỏng để bức xạ một lượng ánh sáng đáng kể, và vì thế là bề mặt dễ quan sát nhất bằng mắt thường.

Phía trong Mặt Trời không thể được quan sát trực tiếp và chính Mặt Trời là vật chắn bức xạ điện từ. Tuy nhiên, tương tự như trong địa chất học sử dụng sóng do các trận động đất tạo ra để xác định cấu trúc bên trong của Trái Đất, phương pháp địa chấn học Mặt Trời (helioseismology) sử dụng các sóng ngoại âm (infrasound) đi xuyên qua phần trong Mặt Trời để đo và hình dung cấu trúc bên trong của ngôi sao. Mô hình máy tính về Mặt Trời cũng sử dụng một công cụ lý thuyết để xác định các lớp bên trong của nó.

Lõi


Lõi của Mặt Trời được coi là chiếm khoảng 0,2 tới 0,25 bán kính Mặt Trời.[30] Nó có mật độ lên tới 150g/cm³ (150 lần mật độ nước trên Trái Đất) và có nhiệt độ gần 13.600.000 độ K (so với nhiệt độ bề mặt Mặt Trời khoảng 5.800 K). Những phân tích gần đây của phi vụ SOHO cho thấy tốc độ tự quay của lõi cao hơn vùng bức xạ. Trong hầu hết vòng đời của Mặt Trời, năng lượng được tạo ra bởi phản ứng tổng hợp hạt nhân thông qua một loạt bước được gọi là dãy p–p (proton–proton) (xem hình bên phải) để biến hydro thành heli. Chưa tới 2% heli được tạo ra trong Mặt Trời có từ chu trình CNO (Cacbon-Nitơ-Ôxy). Lõi là vùng duy nhất trong Mặt Trời tạo ra một lượng đáng kể nhiệt thông qua phản ứng tổng hợp: phần còn lại của ngôi sao được đốt nóng bởi năng lượng truyền ra ngoài từ lõi. Tất cả năng lượng được tạo ra từ phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lõi phải đi qua nhiều lớp để tới quang quyển trước khi đi vào không gian dưới dạng ánh sáng Mặt Trời hay động năng của các hạt.

Tốc độ phản ứng tổng hợp hạt nhân phụ thuộc nhiều vào mật độ và nhiệt độ, vì tốc độ phản ứng tổng hợp hạt nhân diễn ra ở lõi trong trạng thái cân bằng tự điều chỉnh: nếu tốc độ phản ứng hơi lớn hơn sẽ khiến lõi nóng lên nhiều và hơi mở rộng chống lại trọng lượng của các lớp bên ngoài, làm giảm tốc độ phản ứng và điều chỉnh sự nhiễu loạn; và nếu tốc độ hơi nhỏ hơn sẽ khiến lõi lạnh đi và hơi co lại, làm tăng tốc độ phản ứng và một lần nữa lại đưa nó về mức cũ.[37] Các photon (tia gamma) nhiều năng lượng phát ra trong các phản ứng tổng hợp hạt nhân bị hấp thụ trong một plasma mặt trời chỉ vài millimét, và sau đó tái phát xạ theo hướng ngẫu nhiên (và ở mức năng lượng khá thấp)—vì thế cần một thời gian dài các bức xạ mới lên tới bề mặt Mặt Trời. Những ước tính về "thời gian di chuyển của photon" trong khoảng từ 10.000 tới 170.000 năm.[38] Sau chuyến du hành cuối cùng qua lớp đối lưu bên ngoài để tới "bề mặt" trong suốt của quang quyển, các photon thoát ra như ánh sáng khả kiến. Mỗi tia gamma trong lõi Mặt Trời được chuyển thành hàng triệu photon ánh sáng nhìn thấy được trước khi đi vào không gian. Các neutrino cũng được phát sinh từ các phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lõi, nhưng không giống như photon, chúng hiếm khi tương tác với vật chất, vì thế hầu như toàn bộ chúng thoát khỏi Mặt Trời ngay lập tức. Trong nhiều năm những đo đạc về số lượng neutrino do Mặt Trời tạo ra cho kết quả thấp hơn các dự đoán lý thuyết khoảng 3 lần. Sự không nhất quán này gần đây đã được giải quyết thông qua sự khám phá các hiệu ứng dao động neutrino. Vì trên thực tế Mặt Trời toả ra số lượng neutrino như các lý thuyết dự đoán, nhưng các máy dò tìm neutrino để lọt mất 2/3 trong số chúng bởi vì các neutrino đã thay đổi hương.

Vùng bức xạ

Trong vùng từ 0,25 tới khoảng 0,7 bán kính Mặt Trời, vật liệu Mặt Trời đủ nóng và đặc đủ để bức xạ nhiệt chuyển được nhiệt độ từ trong lõi ra ngoài. Trong vùng này không có đối lưu nhiệt; tuy các vật liệu lạnh đi khi độ cao tăng lên (từ 7.000.000 °C tới khoảng 2.000.000°C) làm gradient nhiệt độ này nhỏ hơn giá trị tỷ lệ khoảng đoạn nhiệt (adiabatic lapse rate) và vì thế không thể gây ra sự đối lưu. Nhiệt được truyền bởi sự bức xạ—ion của hydro và heli phát ra các photon, nó chỉ di chuyển một khoảng cách ngắn trước khi bị tái hấp thụ bởi các ion khác. Các photon thực tế bật lên rất nhiều lần xuyên qua vật chất đặc này tới mức một photon riêng lẻ mất khoảng một triệu năm để tới được lớp bề mặt, và vì thế, năng lượng chuyển ra ngoài rất chậm. Mật độ giảm sút hàng trăm lần (từ 20 g/cm³ xuống chỉ 0,2 g/cm³) từ đáy lên đỉnh vùng bức xạ.

Giữa vùng bức xạ và vùng đối lưu là một lớp chuyển tiếp được gọi là tachocline. Đây là vùng nơi có sự thay đổi mạnh giữa chuyển động xoay đồng tốc của vùng bức xạ và chuyển động chênh lệch của vùng đối lưu dẫn tới một sự trượt mạnh—một điều kiện nơi các lớp ngang giáp nhau trượt trên nhau. Các dạng chuyển động giống chất lỏng trong vùng đối lưu bên trên, dần biến mất từ đỉnh của lớp này xuống đáy của nó, phù hợp với các đặc điểm yên tĩnh của vùng bức xạ trên đáy. Hiện tại, có giả thuyết cho rằng một nguồn phát điện từ bên trong lớp này tạo ra từ trường của Mặt Trời.

Vùng đối lưu

Trong lớp ngoài của Mặt Trời, từ bề mặt nó xuống xấp xỉ 200.000 km (hay 70% bán kính Mặt Trời), plasma Mặt Trời không đủ đặc hay đủ nóng để chuyển năng lượng nhiệt từ bên trong ra ngoài bằng bức xạ. Vì thế, đối lưu nhiệt diễn ra khi các cột nhiệt mang vật liệu nóng ra bề mặt (quyển sáng) của Mặt Trời. Khi vật liệu lạnh đi ở bề mặt, nó đi xuống dưới đáy vùng đối lưu, để nhận thêm nhiệt từ đỉnh vùng bức xạ. Ở bề mặt nhìn thấy được của Mặt Trời, nhiệt độ đã giảm xuống 5.700 K và mật độ chỉ còn 0,2 g/m³ (khoảng 1/10.000 mật độ không khí ở mực nước biển).

Các cột nhiệt trong vùng đối lưu tạo nên một dấu vết trên Mặt Trời, dưới hình thức hột mặt trời (solar granulation) và siêu hột. Sự hỗn loạn đối lưu của bộ phận phía ngoài này của phần bên trong lòng Mặt Trời hình thành một máy phát điện "tỷ lệ nhỏ" xuất hiện tạo ra từ trường bắc và nam cực trên toàn bộ bề mặt Mặt Trời. Các cột nhiệt của Mặt Trời là các pin Bénard và vì thế thường có hình lăng trụ năm cạnh.

Quang quyển

Nhiệt độ hiệu quả (effective temperature), hay nhiệt độ vật đen của Mặt Trời (5.777 K) là nhiệt độ của một vật thể đen với kích cỡ tương đương phải tạo ra cùng một tổng năng lượng bức xạ.

Bề mặt nhìn thấy được của Mặt Trời hay quang quyển là lớp mà ở bên dưới nó, Mặt Trời trở nên mờ đục với ánh sáng nhìn thấy được. Trên quang quyển ánh sáng khả kiến của Mặt Trời tự do đi vào không gian, và năng lượng của nó thoát hoàn toàn khỏi Mặt Trời. Sự thay đổi trong độ mờ đục xảy ra vì sự giảm số lượng ion H−, mà chúng dễ dàng hấp thụ ánh sáng. Trái lại, ánh sáng khả kiến mà chúng ta nhìn thấy được tạo ra khi các electron phản ứng với các nguyên tử hydro để tạo ra các ion H−. Quang quyển thực tế dày từ hàng chục tới hàng trăm kilômét, mờ hơn chút ít so với không khí trên Trái Đất. Bởi vì phần phía trên của quang quyển lạnh hơn phần phía dưới, hình ảnh Mặt Trời hiện lên sáng hơn ở trung tâm so với ở cạnh hay rìa của đĩa Mặt Trời, trong một hiện tượng được gọi là rìa tối (limb darkening). Ánh sáng Mặt Trời có phổ gần giống với quang phổ vật đen cho thấy một nhiệt độ khoảng 6.000 K (các vùng sâu có nhiệt độ tới 6.400 K trong khi những vùng nông hơn là 4.400 K), rải rác với các vạch hấp thụ nguyên tử từ các lớp loãng trên quang quyển. Quang quyển có mật độ hạt ~1023/m3 (khoảng 1% mật độ hạt của khí quyển Trái Đất ở mực nước biển).

Những nghiên cứu ban đầu về phổ quang học của quang quyển, một số đường hấp thụ được tìm ra không tương ứng với bất kỳ một nguyên tố hoá học nào từng biết trên Trái Đất khi ấy. Năm 1868, Norman Lockyer đưa ra giả thuyết rằng các đường hấp thụ đó là bởi một nguyên tố mới mà ông gọi là "heli", theo tên thần Mặt Trời Hy Lạp Helios. Mãi 25 năm sau, heli mới được phân lập trên Trái Đất.

Khí quyển

Trong một sự kiện nhật thực toàn phần, quầng mặt trời có thể được quan sát bằng mắt thường.

Các phần bên trên quang quyển của Mặt Trời được gọi chung là khí quyển Mặt Trời. Chúng có thể được quan sát bằng kính viễn vọng trên toàn bộ dãy phổ điện từ, từ sóng radio qua ánh sáng nhìn thấy được tới tia gamma, và gồm năm vùng chính: nhiệt độ tối thiểu, sắc quyển, vùng chuyển tiếp, vành nhật hoa, và nhật quyển. Nhật quyển, có thể được coi là khí quyển liên tục phía ngoài của Mặt Trời, mở rộng ra bên ngoài vượt quá cả quỹ đạo sao Diêm Vương tới nhật mãn (heliopause), nơi nó hình thành một biên giới đường chấn động rõ rệt với không gian liên sao. Sắc quyển, vùng chuyển tiếp và vành nhật hoa nóng hơn nhiều so với bề mặt Mặt Trời. Lý do giải thích việc này vẫn chưa rõ ràng, bằng chứng cho thấy rằng các sóng Alfvén có thể có đủ năng lượng để làm nóng vành nhật hoa.

Hàn quyển

Lớp lạnh nhất của Mặt Trời là vùng nhiệt độ tối thiểu nằm cách khoảng 500 km bên trên quanq quyển, với nhiệt độ cỡ 4.100 K. Phần này của Mặt Trời đủ lạnh để tồn tại các phân tử như carbon monoxide và nước, có thể được phát hiện bởi quang phổ hấp thụ của chúng.

Sắc quyển

Bên trên lớp nhiệt độ tối thiểu là một lớp dày khoảng 2.000 km, chủ yếu là quang phổ của các đường hấp thụ và phát xạ. Nó được gọi là sắc quyển bắt nguồn từ từ chroma của Hy Lạp, có nghĩa màu sắc, bởi sắc quyển nhìn thấy được như một ánh sáng có màu ở đầu và cuối của các lần nhật thực toàn phần. Nhiệt độ của sắc quyển tăng dần cùng với độ cao, lên khoảng 20.000 K ở gần đỉnh. Ở phần phía trên của sắc quyển heli bị ion hoá một phần.
Được Kính Viễn vọng Quang học Mặt Trời của Hinode chụp ngày 12 tháng 1 năm 2007, hình ảnh Mặt Trời này cho thấy tình trạng sợi nhỏ của plasma liên kết các vùng phân cực từ tính khác nhau.

Vùng chuyển tiếp

Bên trên sắc quyển có một vùng chuyển tiếp mỏng (khoảng 200 km) trong đó nhiệt độ tăng nhanh từ khoảng 20.000 K ở thượng tầng sắc quyển lên tới nhiệt độ gần một triệu K tại vành nhật hoa. Nhiệt độ gia tăng dễ dàng bởi sự ion hoá toàn bộ heli trong vùng chuyển tiếp, làm giảm mạnh sự bức xạ làm nguội của plasma. Vùng chuyển tiếp không xảy ra ở một độ cao được xác định chính xác. Thực vậy, nó hình thành một kiểu quầng với các đặc tính kiểu sắc quyển như gai và sợi, và luôn chuyển động hỗn loạn. Vùng chuyển tiếp không dễ được quan sát thấy từ bề mặt Trái Đất, mà thực tế chỉ có thể được quan sát thấy từ vũ trụ bằng các dụng cụ nhạy cảm với thành phần siêu cực tím của quang phổ.

Vành nhật hoa

Vành nhật hoa kéo dài ra lớp khí quyển bên ngoài của Mặt Trời, nó có thể tích lớn hơn cả Mặt Trời. Vành nhật hoa liên tục mở rộng vào vũ trụ hình thành nên gió Mặt Trời, lấp đầy toàn bộ Hệ Mặt Trời. Vành nhật hoa thấp, rất gần bề mặt Mặt Trời, có mật độ phân tử khoảng 1015–1016/m3. Nhiệt độ trung bình của vành nhật hoa và gió Mặt Trời khoảng 1–2 triệu kelvin, tuy nhiên, trong những vùng nóng nhất nó khoảng 8–20 triệu kelvin. Tuy chưa tồn tại 1 lý thuyết đầy đủ để tính nhiệt độ vành nhật hoa, ít nhất một số lượng nhiệt của nó được biết có từ sự tái liên thông từ trường.

Nhật quyển

Nhật quyển là khoảng trống xung quanh Mặt Trời, được lấp đầy bằng gió plasma Mặt Trời và kéo dài xấp xỉ khoảng 20 lần bán kính Mặt Trời (0,1 AU) ra các mép phía ngoài của Hệ Mặt Trời. Biên giới phía trong của nó được xác định là lớp mà tại đó dòng gió Mặt Trời trở nên superalfvénic — có nghĩa là nơi dòng chảy trở nên nhanh hơn tốc độ của sóng Alfvén. Sự nhiễu loạn và các lực động lực học bên ngoài biên giới này không thể ảnh hưởng tới hình dạng của quầng Mặt Trời bên trong, bởi thông tin chỉ có thể di chuyển với tốc độ của các sóng Alfvén. Gió Mặt Trời đi ra bên ngoài liên tục xuyên qua Nhật quyển, hình thành nên trường điện từ Mặt Trời bên trong hình dạng xoắn ốc, cho tới khi nó va chạm với nhật mãn với khoảng cách hơn 50 AU từ Mặt Trời. Tháng 12 năm 2004, tàu vũ trụ Voyager 1 đã vượt qua một dải chấn được cho là một phần của nhật mãn. Cả hai tàu Voyager đều ghi nhận mức độ hạt năng lượng cao khi chúng tiếp cận biên giới.

Từ trường

Dải dòng nhật quyển phát triển ra toàn hệ Mặt Trời, và tạo ra sự ảnh hưởng của từ trường quay của Mặt Trời lên plasma trong vật chất giữa các hành tinh.

Mặt Trời là một sao có hoạt động của từ trường. Nó có từ trường biến đổi mạnh mẽ hàng năm và đổi hướng sau mỗi 11 năm. Từ trường của Mặt Trời tăng lên gây ra một số hiệu ứng gọi chung là hoạt động của Mặt Trời bao gồm vết đen trên bề mặt của Mặt Trời, vết sáng Mặt Trời, và các bức xạ trong gió Mặt Trời, chúng mang vật chất vào trong hệ Mặt Trời. Các ảnh hưởng của hoạt động bức xạ này lên Trái Đất như cực quang ở các vĩ độ trung bình đến cao, và sự gián đoạn việc truyền sóng radio và điện năng. Hoạt động của Mặt Trời được cho là có vai trò quan rất lớn trong sự hình thành và tiến hóa của hệ Mặt Trời và làm thay đổi cấu trúc tầng điện ly của Trái Đất.

Tất cả vật chất trong Mặt Trời đều ở thể khí và plasma do có nhiệt độ cao. Điều này có thể làm cho vận tốc quay ở vùng xích đạo (khoảng 25 ngày) nhanh hơn ở các vùng có vĩ độ cao hơn (khoảng 35 ngày ở gần các cực). Vận tốc quay khác nhau ở các vĩ độ của Mặt Trời tạo ra các đường sức từ xoắn vào nhau theo thời gian, tạo ra các vòng hoa từ tường phun ra từ bề mặt của Mặt Trời và tạo ra các vết đen Mặt Trời và các tai lửa Mặt Trời (xem sự nối lại từ trường). Sự xoắn vào nhau này làm tăng solar dynamo và gây ra sự đảo từ của Mặt Trời theo chu kỳ 11 năm.

Từ trường của Mặt Trời mở rộng ra ngoài ranh giới của nó. Plasma gió Mặt Trời bị từ hóa mang từ trường của Mặt Trời vào không gian tạo ra từ trường giữa các hành tinh. Vì vậy, plasma chỉ có thể chuyển động trên các đường sức từ, từ trường giữa các hành tinh được mở rộng từ Mặt Trời ra ngoài không gian. Do trường từ ở trên và dưới xích đạo khác nhau về cực hướng vào và hướng ra khỏi Mặt Trời, nên tồn tại một lớp dòng điện mỏng trên mặt phẳng xích đạo được gọi là dải dòng nhật quyển. Ở khoảng cách lớn, sự quay của Mặt Trời xoắn từ trường và dải dòng này vào cấu trúc giống xoắn ốc Archimedes gọi là xoắn ốc Parker. Từ trường giữa các hành tinh mạnh hơn từ trường ở hai cực của Mặt Trời. Từ trường ở hai cực của Mặt Trời 50–400 μT (trong Quang quyển) giảm theo hàm mũ bậc ba của khoảng cách và đạt 0,1 nT ở Trái Đất. Tuy nhiên, theo các thăm dò từ tàu không gian cho thấy từ trường giữa các hành tinh ở vị trí của Trái Đất cao hơn khoảng 100 lần so với con số trên, vào khoảng 5 nT.


Theo Wikipedia


__________________________________________________________

Về Đầu Trang Go down
Xem lý lịch thành viên http://www.diendan.khamphakhoahoc.tk

Tìm hiểu về Thái Dương hệ ( Phần 1: Mặt Trời)

Xem chủ đề cũ hơn Xem chủ đề mới hơn Về Đầu Trang

****************Hãy cùng chia sẻ với bạn bè bằng cách ****************
Copy đường link dưới đây gửi đến nick yahoo bạn bè!

Trang 1 trong tổng số 1 trang

Permissions in this forum:Bạn không có quyền trả lời bài viết
Diễn đàn Khám phá khoa học :: Diễn đàn khoa học :: Thiên văn học-
Diễn đàn Khám phá khoa học - Phát triển bởi các thành viên của diễn đàn.
Admin: Hồ Vũ Thảo Hiền
Liên hệ: Email: hvthhien@gmail.com hoặc info@khamphakhoahoc.tk | Yahoo chat: hvthhien
Ghi rõ nguồn diendan.khamphakhoahoc.tk khi sao chép bài ở đây!
Diễn đàn | Trang tin |Cửa hàng | Thành viên | Lịch | Game ngẫu nhiên | Nghe nhạc | Tìm kiếm | Hỏi đáp
Create a forum on Forumotion | © phpBB | Free forum support | Liên hệ | Report an abuse | Create a blog