Các lớp cấu tạo nên Mặt trời có tính chất không giống nhau nên năng lượng truyền từ lõi ra quang cầu không chỉ bằng phương pháp bức xạ mà còn bằng nhiều phương pháp khác nữa tùy theo nhiệt độ, áp suất…của vùng đó. Trong quá trình truyền năng lượng khi ra đến một vùng mà tại đó độ không trong suốt của khí tăng nhanh thì phương pháp bức xạ không còn áp dụng được nữa, nó được thay bằng phương pháp đối lưu. Như vậy vùng mà năng lượng truyền bằng sự đối lưu được gọi là vùng đối lưu của Mặt trời. Tại vùng này những luồng khí nóng bốc lên trên, truyền nhiệt cho môi trường xung quanh, còn luồng khí nguội sẽđi xuống dưới, cứ
như vậy giữa luồng khí nóng và luồng khí lạnh luôn đổi chổ cho nhau và năng lượng từ bên trong Mặt trời được truyền tới quang cầu, lúc này vật chất trên Mặt trời sôi lên, bị xáo trộn, và nó được ví như cháo quánh trên bếp lửa và hiện tượng này được gọi là sự tạo hạt trên bề mặt Mặt trời, mà các nhà quan sát Mặt trời thường gặp.
Vùng đối lưu bắt đầu ở khoảng cách xấp xỉ 0,7 bán kính của Mặt trời–được tính từ tâm ra và trải đến tận bề mặt nhìn thấy được của Mặt trời (quang cầu) – là nơi mà sự chuyển dời năng lượng theo phương pháp bức xạ trở lại (vùng này dày khoảng 125.000Km).
d. Khí quyển Mặt trời.
Trên Trái đất hằng ngày ta hít thở bằng không khí, bao quanh Trái đất là khí quyển đó là những kiến thức cơ bản mà chúng ta đã được học. Ngoài Trái đất ra các hành tinh khác cũng được bao bọc bằng các lớp khí, kể cả các sao gồm toàn khí. Những lớp khí bên ngoài của chúng cũng được gọi là khí quyển. Như vậy phần khí bên ngoài của Mặt trời cũng được gọi là khí quyển và nó gồm: Quang cầu, sắc cầu và nhật hoa. Khí quyển Mặt trời được bắt đầu ởđộ sâu 200 – 300km kể từ mép nhìn thấy được trên đĩa Mặt trời.
36
e. Quang cầu (Photosphere).
Hình 2. 8: Sự tạo hạt trên Mặt trời
Quang cầu là lớp khí sâu nhất của khí quyển Mặt trời, đáy của lớp này là những điểm sâu nhất mà ta có thể nhìn thấy được, đỉnh của lớp này là những điểm chứa các hạt photon ánh sáng có thể thoát ra khỏi Mặt trời, độ dày của lớp không lớn hơn 1/300.000 bán kính Mặt trời nên đôi khi người ta còn gọi là bề mặt Mặt trời. Mật độ của các khí trong quang cầu tương tự như ở tầng bình lưu Trái đất (khoảng1016−1017hạt/cm3), loãng hơn hàng trăm lần so với mật độ khí ở bề mặt Trái đất.
Nhiệt độ của quang cầu thì giảm dần từ 8000 K ởđộ sâu 300 km xuống còn 4000 K ở những tầng ngoài nhất của quang cầu, lớp giữa mà chúng ta nhìn thấy được bức xạ là vào khoảng 6000 K, phổ bức xạ của nó là phổ liên tực tuân theo gần đúng quy luật bức xạ của vật đen nhưng do bề dày của quang cầu cũng tương đối lớn nên các lớp phía trên loãng hơn và nguội hơn các lớp phía dưới vì vậy khi bức xạ này đi qua lớp ở trên một số ánh sáng đơn sắc đã bị hấp thụ, cho nên kết quả cuối cùng ta thu được là phổ vạch hấp thụ Fraunhoper (hình 2.9).
37
Ion Hydro âm – một proton và hai electron – là thành phần đặc biệt nhất của khí quyển Mặt trời (vì hầu hết các phân tử khí ởđây đều bị phân rã thành những nguyên tử riêng biệt, chỉ một số ít phân tửđơn giản và những gốc như H2, OH, CH được bảo toàn nhưng cũng chỉ ở lớp ngoài cùng của quang cầu), sự xuất hiện ion Hydro âm ở đây là do: Các nguyên tử như Canxi, Natri, Magie, Sắt …. dễ dàng bị
ion hóa sau đó sản sinh ra electron tự do mang điện tích âm, các electron này chuyển động bám vào các Hydro trung hòa làm xuất hiện các ion Hydro âm, phần lớn ánh sáng nhìn thấy được là do chúng bức xạ, nhưng ánh sáng này lại bị các ion hấp thụ và ngấu nghiến cho nên càng vào sâu khí quyển Mặt trời càng kém trong suốt dẫn đến khi quan sát ta thấy các lớp ngoài cùng của Mặt trời luôn rõ nét nhất.
Bằng các dụng cụ quan sát tinh vi của thiên văn học người ta thấy rằng: Toàn bộ quang cầu như rắc đầy những hạt sáng li trên các nền sẫm tối hơn, mỗi hạt có kích thước khoảng 1′′ hay khoảng 700 Km nó liên tục xuất hiện và biến mất. Sự
tạo hạt là kết quả hòa trộn của những luồng khí nóng nổi lên phía trên và những luồng khí lạnh hơn chìm xuống dưới (vận tốc chuyển động nâng lên hạ xuống của các hạt là khoảng 1-2 km), và cơ chế này được gọi là sựđối lưu – với việc nghiên cứu phổ ánh sáng phát ra của các hạt sáng và miền sẫm tối kế cận nhau người ta kết luận được điều đó: Quang phổ của bức xạ phát ra từ miền sẫm tối dịch về phía đỏ; còn quang phổ của bức xạ phát ra từ các hạt sáng lại dịch về phía tím.
Như vậy ở lớp này quá trình truyền năng lượng diễn ra theo cơ chếđối lưu, nhiệt độ chênh lệch giữa các luồng khí là rất lớn khoảng từ 200 – 300 K, ở các lớp càng sâu nhiệt độ chênh lệch này càng lớn, và sự hòa trộn diễn ra càng mạnh mẽ. Nói tóm lại mặt quang cầu luôn bị các dòng hạt liên tục bắn phá từ dưới lên, và nó gây nên kích động nhiễu loạn, làm cho quang cầu dao động và tạo thành những sóng dao động trong vật chất quang cầu như sóng âm trong không khí. Và một điều chúng ta cần chú ý là quang phổ của quang cầu là quang phổ liên tục, nó là một dải nhỏ, nhiều màu, có cùng bản chất như của cầu vòng.
38
Sựđối lưu đóng một vài trò quan trọng trong việc tạo nên cấu trúc của khí quyển, và lớp ngoài cùng của khí quyển là lớp đặc biệt nhất, chính trên lớp này ta sẽ
nhìn thấy các vết tối cũng như các vết sáng của Mặt trời.
Hình 2. 9 : Quang phổ Mặt trời
39
f. Sắc cầu (Chromosphere).
Sắc cầu hay sắc quyển (choromos-phere, góc tiếng Hy Lạp nghĩa là “khối cầu màu”) – có tên gọi như vậy là do sắc màu đỏ - tím của nó.
Sắc cầu không đồng nhất, và gồm chủ yếu là những lưỡi lửa thon thả trong như những đám cỏđang cháy, nhiệt độ của các tia sắc cầu này cao hơn trong quang cầu gấp hai đến ba lần nhưng mật độ khí quyển ở đây thì lại kém hơn hàng trăm nghìn lần. Các sắc cầu vươn cao với những độ cao khác nhau, cao nhất là 15000 Km, và bắt đầu ởđộ cao từ 10 km (hình 2.11). Đó là những kết quả nghiên cứu về
sắc cầu khi có hiện tượng nhật thực toàn phần xảy ra (sở dĩ phải đến khi có hiện tượng nhật thực xảy ra chúng ta mới quan sát được sắc cầu là do độ sáng chói của sắc cầu kém hơn quang cầu hàng trăm lần, khi có nhật thực toàn phần xảy ra thì phần quang cầu mới hoàn toàn bị che khuất).
Khi bắt đầu xảy ra hiện tượng nhật thực thì phía sau mặt trăng tối đen người ta nhìn thấy một cái vòm cuộn sáng rực rỡ viền quanh đĩa mặt trăng đó chính là sắc cầu và viền sáng này có độ dày từ 12.103-15.103 Km. Như chúng ta đã biết càng ra xa thì nhiệt độ của các lớp trên Mặt trời càng giảm xuống nhưng tại sao các tia sắc cầu lại có nhiệt độ cao hơn trong quang cầu? Điều đó được giải thích như
sau: Do sự lan truyền các sóng và từ trường từ vùng đối lưu lọt vào sắc cầu vật chất
ởđây bị nun nóng lên giống hệt như một lò vi sóng khổng lồ, tốc độ chuyển động nhiệt của các hạt tăng cao, va chạm giữa các hạt với nhau cũng xảy ra thường xuyên và mạnh hơn làm cho các nguyên tử bị mất electron phía ngoài, vật chất trở thành plasma bị ion hóa, nóng bỏng. Chính những quá trình vật lý này nó đã duy trì nhiệt độ từ vùng đối lưu mang lên các lớp sắc cầu nên nhiệt độ của nó cao hơn quang cầu.
40
Hình 2. 11: Sắc cầu do vệ tinh Hinode của JAXA gửi về ngày 12/01/2007
Hình 2. 12: Sắc cầu theo hướng từ trường vòng dọc ngoài Mặt trời (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});
Hình dạng của sắc cầu thường thay đổi, chứng tỏ rằng các khí tạo nên nó không ngừng chuyển động. Chính vì vậy, đôi khi có một cái gì đó như các vụ nổ
xảy ra ở những vùng rất nhỏ trong khí quyển Mặt trời. Đó chính là những cơn bùng sáng của sắc cầu, thường kéo dài vài ba chục phút, khi xảy ra cơn bùng sáng thì sự
41
lần. Bức xạ của tia tử ngoại và tia X cũng gia tăng đặc biệt: Đôi khi công suất của nó vượt trội gấp vài lần công suất chung của bức xạ có nhiều cơn bùng sáng.
Hình 2. 13: Mô hình hình thành những cơn bùng sáng.
Ánh sáng phát ra từ sắc cầu nếu khi cho qua máy ghi phổ thì nó sẽ cho phổ
vạch phát xạ tương ứng với đường Hα(6563A0) của Hydro trung hòa, tiếp đến là những đường của nguyên tố Na, Ca, Mg và của ion Heli, và nếu đem phân tích kỹ
hơn nữa các phổ vạch phát xạ này người ta thấy rằng: Nhiệt độ của khối khí trong sắc cầu tăng theo độ cao, nó biến thiên trong phạm vi từ 4500K đến 4.105K.
Ngày này không phải đợi đến nhật thực toàn phần xảy ra mới quan sát được sắc cầu, mà bằng các thiết bị quang phổ chuyên dùng người ta đã có thể tạo ra hiện tượng nhật thực nhân tạo để quan sát sắc cầu.
42
g. Nhật hoa (Corona).
Nhật hoa có tên tiếng anh là: Corona; tên tiếng pháp là Couronne, gốc tiếng Hy Lạp nghĩa là “mũ miện” do đó đôi khi còn được gọi là “nhật miện”.
Nhật hoa là vùng ngoài nhất của khí quyển Mặt trời, là quầng sáng yếu bao quanh đĩa Mặt trời có độ dài lớn: Trải dài suốt hàng triệu cây số, gấp mấy lần bán kính Mặt trời, phần yếu dần của nó còn vươn xa hơn, xa đến nổi vượt khỏi giới hạn quỹđạo của sao Mộc và sao Thổ.
Hình 2. 15: Nhật hoa của Mặt trời quan sát khi xảy ra hiện tượng nhật thực
Mật độ vật chất của vùng nhật hoa giảm xuống khi độ cao tăng lên, nhưng chậm hơn nhiều so với mật độ của không khí trong khí quyển Trái đất. Nguyên nhân dẫn đến mật độ không khí của Trái đất giảm nhanh khi bốc lên cao là do lực hút của Trái đất.
Quan sát nhật hoa tốt nhất là khi xảy ra hiện tượng nhật thực toàn phần, vì bình thường độ chói sáng của nhật hoa yếu hơn sắc cầu và quang cầu đến hàng nghìn lần cho nên ta không nhìn thấy nó. Trong thực tế thì việc quan sát nhật hoa từ
nhật thực toàn phần là rất khó vì nhật thực chỉ diễn ra trong một thời gian rất ngắn ánh sáng thay đổi đột ngột mà mắt người không thể thích ứng nổi.
43
Ngày nay nhờ sự phát minh ra nhiếp ảnh mà các nhà thiên văn vừa có phương tiện quan sát dễ dàng vừa có khả năng lưu trữ lại những hình ảnh này như
một tư liệu. Tuy nhiên để có được tấm ảnh về nhật hoa thật tốt thì không mấy dễ
dàng, chính sự khác nhau về cường độ sáng giữa các lớp trong vùng nhật hoa gây ra điều đó (nhật hoa phía trong quá sáng, nhật hoa phía ngoài thì sáng yếu ớt).
Cấu trúc tia là những đặc điểm chính của nhật hoa, hình dạng của nó rất đa dạng: Khi là tia ngắn, khi là tia dài, có cả những tia thẳng đôi khi lại rất công.
Năm 1897, nhà thiên văn học Alêcxây Paplôvich Ganxki ở đài thiên văn Puncôvô (Nga) đã phát hiện ra rằng toàn bộ cảnh nhật hoa thay đổi theo chu kỳ, và có liên quan tới sự hoạt động 11 năm của Mặt trời, cứ một chu kỳ nhật hoa lại có thay đổi cả về độ chói cũng như hình dạng. Thời kỳ nào Mặt trời có nhiều vết tối nhất thì độ sáng của nó tăng nhanh, nhật hoa có hình dạng khá tròn, những tia nhật hoa thẳng và hướng dọc theo bán kính Mặt trời trải rộng ra tạo thành các dòng suối nhật hoa, quan sát ở xích đạo cũng như ở vùng cực. Còn khi Mặt trời có vết tối ít, tia nhật hoa chỉ thấy được ở những vĩđộ trung bình và vĩ độ gần xích đạo, hình thù của nó trải dài xa tâm hơn ở vùng cực nên ở vùng cực chỉ xuất hiện những tia rất ngắn gọi là những chổi con vùng cực, do đó độ chói chung của nhật hoa bị giảm. như vậy hình dạng của nhật hoa cũng liên quan đến sự chuyển động dần dần theo chu kỳ 11 năm của vùng có nhiều vết tối. Vì bắt đầu một chu kỳ mới những vết tối đầu tiên xuất hiện tại hai phía của xích đạo tại vĩđộ 30 40− 0, đến cuối chu kỳ thì vết tối dần dần chuyển về phía xích đạo.
Những nghiên cứu tỉ mỉ về nhật hoa cho chúng ta thấy rằng: Có mối quan hệ nhất định giữa cấu trúc nhật hoa và các hiện tượng trong khí quyển Mặt trời. Ví dụ như trên những vết tối và đốm sáng thường thấy có những tia nhật hoa thẳng và rực sáng, nhưng những tia bên cạnh thì bị uốn công về phía những tia kia. Ngoài ra vùng sắc cầu ở dưới chân của các tia nhật hoa có độ chói tăng lên nó trở thành vùng bị kích hoạt đặc biệt hơn các vùng lân cận không bị kích hoạt. Bên trên những vết tối, vùng nhật hoa thường thấy có những hình sáng phức tạp, các tai lửa cũng thường được viền quanh bởi những màng bọc cấu tạo từ vật chất của nhật hoa.
44
Màu sắc nhật hoa giống như Mặt trời một cách lạ lùng, giống như thể ánh sáng Mặt trời được phản chiếu trên một tấm gương nhưng độ sáng thì chỉ bằng 10-6 so với độ sáng do quang cầu phát ra. Tuy nhiên ở phần nhật hoa phía trong, những vạch Fraunhoper đặc trưng cho quang phổ Mặt trời lại hoàn toàn biến mất. Và những vạch này lại xuất hiện trở lại ở vòng ngoài của nhật hoa nhưng rất yếu ớt. Ngoài ra ánh sáng nhật hoa còn bị phân cực, càng xa dần Mặt trời thoạt đầu tỉ lệ ánh sáng phân cực tăng lên, nhưng sau đó lại giảm xuống. Cuối cùng trong quang phổ
nhật hoa xuất hiện những vạch phát xạ ánh sáng mà mãi đến gần giữa thế kỷ XX người ta vẫn không thể nhận dạng đồng nhất của chúng với những nguyên tố hóa học mà ta đã biết.
Nguyên nhân gây ra những đặc điểm trên của nhật hoa là do: Mật độ khí trong vùng nhật hoa quá loãng – gần đạt đến chân không lý tưởng, nhưng nhiệt độ
khí ion thì lại cao – đến vài triệu độ K. Dẫn đến tốc độ trung bình của các nguyên tử (adsbygoogle = window.adsbygoogle || []).push({});
Hydro trên 100 km/s, tốc độ của các electron tự do còn lớn hơn nữa khoảng 40 lần. Với tốc độ như vậy mặc dù khí rất loãng nhưng sự va chạm của các nguyên tử và đặc biệt là của các electron vẫn thường xuyên xảy ra, lực va chạm thì rất lớn đến nổi các nguyên tử của các nguyên tố nhẹ hầu nhưđã đánh mất hoàn toàn tất cả electron của mình chỉ còn lại các hạt nhân “trần trụi”, còn các nguyên tử nặng hơn thì bảo toàn được các eclectron ở lớp sâu nhất đồng thời chuyển qua trạng thái ion hóa cao. Như vậy khí nhật hoa tồn tại dưới dạng plasma ion hóa cao có rất nhiều ion điện tích dương và electron.
Màu trắng của nhật hoa là kết quả do ánh sáng trắng từ quang cầu gửi tới nhưng bị các electron tự do trong nhật hoa làm tán xạ gây nên nó không góp phần