Alttaki konvektif tabakanın türbülanslı hareketi, güneş diskinde sıcak, dikey yukarı hava akımları sütunları ve tane benzeri yapılar arasındaki daha soğuk, aşağı doğru hareketler olarak yorumlanan taneli bir yapı olarak kendini gösterir.

Güneş ışığının diğer düzensizlikleri arasında, kısa süreli parlak parlamaların yanı sıra, fotosferin tabanına yakın, daha düşük sıcaklığa sahip, düzensiz bir şekilde günler veya haftalar içinde ortaya çıkan ve kaybolan güneş lekeleri yer alır. 11 yıllık bir dönemle istatistiksel olarak periyodiktir.

Güneş lekeleri ilk olarak 30° veya biraz üzerindeki enlemlerde belirir, 15° enlem yakınında maksimum aktiviteye ulaşır ve 8° enlem yakınında döngüyü sonlandırır. “Nokta”, çalkalama hareketi ve güçlü bir manyetik akı yoğunluğu (0,01 ila 0,4 Wb m-2) ile karakterize edilir; bu, kaynağının konvektif katman içinde dolaşan girdap dalgalarından ve sonraki her 11 yıl için ters manyetik polaritenin gözlemlenmesinden kaynaklandığını düşündürür. dönem 22 yıllık gerçek bir dönemi göstermektedir.

Fotosferin yukarısında, sıcaklığı minimum yaklaşık 4300 K’den dışa doğru artan daha az yoğun bir gaz vardır. Tutulmalar sırasında, bu kromosferin parıltısı kırmızı ışık olarak görünür. Bunun nedeni, öncelikle emisyon hatlarından oluşan, kromosferik sistemdeki yoğun Ha hattıdır.

Kromosferden sonra, daha az yoğun (Güneş’e yakın olsa bile 10-11 kg m-3 mertebesinde), ancak çok yüksek sıcaklıkta olan korona gelir. Kromosfere ve koronaya ısı transferinin mekanizmasının türbülanslı tabakadan kaynaklanan şok dalgaları olduğuna inanılmaktadır.

Koronanın (ve kromosferin) bileşiminin fotosferinkine benzer olduğuna inanılır, ancak koronadaki yüksek sıcaklık nedeniyle iyonlaşma derecesi çok daha yüksektir ve örn. Fe13+ emisyon çizgisi, koronadan (tutulmalar sırasında) gözlenen en güçlüler arasındadır.

Sürekli bir spektrum (K-korona) ve Fraunhofer absorpsiyon çizgileri (F-korona) de korona ile ilişkilendirilir, ancak toplam yoğunluk Güneş’e yakın olsa bile fotosferin yoğunluğunun yalnızca 10-6’sı kadardır (dolayısıyla ortak – rona, fotosferik ışığın atmosferik saçılması nedeniyle tutulmalar dışında Dünya’nın yüzeyinden görülemez).

Düşük yoğunluk nedeniyle, koronanın kendisinde sürekli radyasyon üretilmez ve K-korona spektrumu, absorpsiyon çizgilerinin rastgele doğadaki Doppler kaymalarıyla yıkandığı fotosferden saçılan ışıktan kaynaklanır.

Korona, güneş rüzgarı olarak bilinen seyreltik, genişleyen bir proton (iyonize hidrojen atomları) ve elektron akışına doğru uzanır. Artan mesafelerde artan radyal hız, sistemler için hidrodinamik denklemlerin bir sonucudur. Güneş rüzgarı, momentum akışı yıldızlararası malzemenin manyetik alanları tarafından kayda değer bir şekilde saptırılmayacak kadar büyük olduğu sürece devam eder. Muhtemelen güneş rüzgarı tüm güneş sistemine nüfuz ediyor.

Dünya’da Alınan Radyasyon

Dünya atmosferinin tepesinde, güneş rüzgarı yaklaşık 10-20 kg m-3 yoğunluğa sahiptir ve bu, m3 başına kabaca 107 hidrojen atomuna karşılık gelir. İyonlar kutuplarda Dünyanın manyetik alanına çekilerek aurora borealis ve manyetik fırtınalar gibi fenomenlere yol açar.

Güneş aktivitesindeki değişimler güneş rüzgarını etkiler ve bu da Dünya’ya ulaşan kozmik ışınların akışını etkiler. 103–1012 MeV enerji aralığındaki kozmik ışın parçacıkları yıldızlararası uzayı her yönde geçer. Esas olarak protonlardır, ancak bir atmosfere çarptıklarında çok çeşitli temel parçacıklar içeren sağanaklar üretirler.

Dünyadaki koşullara katkıda bulunan bir dizi radyasyon kaynağını özetler. Açıkça Güneş’ten gelen radyasyon, spektral dağılıma olduğu kadar entegre akıya da hakimdir.

Güneş’in yapısı nasıldır
Güneş’in katmanları
güneş’in özellikleri ve yapısı
Güneş’in sıcaklığı
Güneş’in Dünya’ya uzaklığı
Güneşin çekirdeği kaç derecedir
Güneş hangi gazlardan oluşur
Güneş Dünya’nın kaç katı

Görünür bölgede yaklaşık altı kat daha aşağı, hatta yarımküre üzerinde entegre olan sonraki katkılar da ay ışığı, hava parlaması ve zodyak ışığı gibi güneş kaynaklıdır (Güneş’in koronasından kaynaklanır, özellikle ufukta hemen önce görünür) gün doğumu ve gün batımından hemen sonra). Daha aşağıda, tayfın görünür bölgelerinde yıldız ışığı, kendi galaksimizden gelen ışık ve son olarak galaksi dışı ışık var.

Ekstra galaktik radyasyonun spektral dağılımındaki zirve mikrodalga bölgesindedir. Bu, yaklaşık olarak 2,7 K için bir Planck şeklini izleyen evrensel arka plan radyasyonudur, yani genişleyen evrenin Büyük Patlama teorisi tarafından tahmin edilen (muhtemelen diğer modellerle tutarlı olsa da) radyasyondur.

Güneş radyasyonunun ana kısmı, Dünya atmosferinin tepesinde kutuplaşmamış olarak kabul edilebilir, ancak güneş koronasındaki elektronlar tarafından saçılan ışık gibi bazı küçük radyasyon kaynakları önemli derecede polarizasyona sahiptir.

Dünya’daki Net Radyasyon Akışı

Yaklaşık olarak 6000 K sıcaklıktaki siyah bir cisimden gelen radyasyona karşılık gelen güneş radyasyonu, Dünya-atmosfer sistemiyle buluşur ve onunla etkileşime girerek Dünya yüzeyinde tipik olarak 220–320 K aralığında değişen sıcaklıklar üretir. zamana ve coğrafi konuma göre) Dünya yüzeyinin sıcaklığı şu anda 288 K’dir.

İlgili süreçleri anlamak için ilk yaklaşım olarak, atmosferin tepesinde veya Dünya yüzeyinde yer alan birim yatay alanlardan geçen radyasyon akışına bakılabilir.

Net akı, alanı yukarıdan ve aşağıdan geçen akıların (uygun işaretlerle) toplamıdır. Dünyanın merkezine doğru olan akış yönü, enerjiyi güneş merkezinden uzağa taşıyorlarsa, Güneş’teki akışların pozitif olarak kabul edilmesiyle tutarlı olarak, pozitif olarak alınacaktır.

Sırasıyla 6000 ve 300 K’de kara cisim radyasyonunun spektral dağılımları büyük ölçüde örtüşmediğinden, dahil olan radyasyon akılarının çoğu, kısa dalga boyu (sw) olarak adlandırılan iki geniş kategori açısından yeterince tartışılabilir. 

Atmosferin Üst Kısmında Radyasyon

Atmosferin tepesinde yer alan bir yüzeye gelen güneş radyasyonu akışı, zamana (t) ve coğrafi konuma (enlem φ ve boylam λ) ve yüzeyin yönüne bağlıdır.

Burada S(t) Dünya’ya olan mesafedeki “güneş sabiti”dir (Güneş-Dünya mesafesindeki değişiklikler ve güneş parlaklığındaki değişiklikler nedeniyle zamanın bir fonksiyonudur) ve θ gelen güneş arasındaki açıdır. 

Yüzeyden geçen kısa dalga boyu Esw akısındaki “0” alt simgesi, yüzeyin atmosferin tepesinde yer aldığını ve “+” yalnızca pozitif akışın (“içe doğru” yönde) dikkate alındığını gösterir. Yatay bir yüzey için θ, elde edilen zenit açısı z’dir.

The post Güneş Yüzeyinin Yapısı – Enerji Mühendisliği Ödevleri – Enerji Mühendisliği Ödev Hazırlatma – Enerji Mühendisliği Alanında Tez Yazdırma – Enerji Mühendisliği Ödev Yaptırma Fiyatları first appeared on Online (Parayla Ödev Yaptırma).