Атмосфера Солнца
Атмосферой Солнца называют три внешних слоя Солнца, расположенные выше конвективной зоны, и состоящие (по числу атомов) в основном из водорода, 10% гелия, 1/1000 углерода, азота и кислорода и 1/10 000 металлов вместе со всеми остальными химическими элементами.
Атмосферу Солнца принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону, которая переходит в солнечный ветер.
Фотосфера
Фотосфера (перевод с греческого «сфера света») — слой атмосферы звезды,кажущаяся поверхность Солнца, В фотосфере формируется доходящий до нас непрерывный спектр оптического излучения звезд.
Толщина фотосферы Солнца — 300-400 км. Для Солнца температура в фотосфере уменьшается с высотой от 8000-10000 o К до минимальной на Солнце температуры около 4300 o К.
. Плотность фотосферы составляет от 10 -8 до 10 -9 г/смЗ (концентрация частиц от 10 15 до 10 16 1/см3), давление около 0.1 атм.
При таких условиях все атомы с небольшими потенциалами ионизации (в несколько вольт, например Na, K, Ca) оказываются ионизованными. Остальные элементы, в том числе водород, энергия ионизации которого 13.6 эВ, остаются преимущественно в нейтральном состоянии. Фотосфера — единственный на Солнце слой, где водород почти нейтрален.
Поверхность Фотосферы Солнца покрыта гранулами. Размер гранул от 200 до 2000 км, продолжительность их существования от 1 до 10 мин. Гранулы являются верхушками конвективных ячеек, расположенных в конвективной зоне.
Фотография солнечного пятна. По переферии — сетка гранул
Спектральные линии в гранулах и промежутках между ними смещены соответственно в синюю и красную стороны. Это означает, что в средней части гранул подфотосферное солнечное вещество поднимается на поверхность, а на краях гранул стекает вниз. Скорость этих движений составляет 1 — 2 км/с. Поэтому температура в центре гранул выше, чем на периферии. «Глубина» гранул, по-видимому, достигает нескольких сотен, а то и тысячи километров. Грануляция фотосферы практически не зависит от гелиоцентрической широты и фазы цикла СА.
Хромосфера
Хромосфера обнаруживается при полном солнечном затмении как тонкий окрашенный (розоватый) ободок вокруг Солнца. Отсюда и ее название.
Ее толщина около 15*10 3 км. Концентрация частиц в хромосфере ниже, чем в фотосфере, и уменьшается с высотой от 10 14 до 10 10 1/см3. Температура в хромосфере растет с высотой неравномерно: в нижней части — медленно,4500-4800 о К, а в средней и верхней частях — быстро, достигая на границе с короной в переходном слое значений 10 6 о К . В хромосфере по мере продвижения вверх последовательно ионизуются водород, гелий и др. химические элементы. До высоты 1500 км лежит сравнительно плотная нижняя хромосфера, а выше простираются средний (1500-4000 км) и верхний слои, отличающиеся очень неоднородной структурой.
Наиболее мелкие структурные образования в хромосфере называются спикулами. Они имеют продолговатую форму, причем вытянуты преимущественно в радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч километров, а толщина — около одной тысячи километров. Со скоростями в несколько десятков километров в секунду спикулы поднимаются из хромосферы в корону и растворяются в ней. Таким образом, через спикулы происходит обмен веществом между хромосферой и вышележащей короной. Спикулы, в свою очередь, образуют более крупную структуру, называемую хромосферной сеткой. Она состоит из отдельных ячеек размером (30 -60 )*10 3 км.
Часто наблюдается фибрильная структура хромосферы, отражающая характер магнитных полей, вынесенных конвекцией из-под фотосферы в хромосферу, т.е. фибриллы — это петли магнитного поля на поверхности Солнца. Интенсивное появление фибрилл сопутствует рождению новой активной области на Солнце. В активные периоды в хромосфере Солнца наблюдают вспышки и флоккулы. (см солнечная активность)
Солнечная корона
Солнечная корона — самая внешняя и очень разреженная часть атмосферы Солнца, продолжающаяся в виде движущейся от Солнца плазмы — солнечного ветра — в межпланетное пространство. (см. Солнечный ветер)
Между хромосферой и короной находится переходная область, плотность в которой меняется от 10 -12 до 10 -15 г/см3 (концентрация частиц — от 10 12 до 10 9 1/см3), а температура — от 1*10 4 до 1,5*10 6 К. Рост температуры, определяется быстрым падением плотности вещества с высотой и накачкой энергии за счет процессов поглощения акустических и магнитозвуковыx волн, распространяющихся от фотосферы
Корону можно условно разделить на три зоны: внутреннюю (r 2,5 RC ).
Средняя температура короны 1,5*106 К. С высотой температура короны меняется мало. Плотность короны у переходной области
10 -15 г/смЗ (концентрация частиц 10 8 см-3), а на расстоянии 3RC плотность
6*10 -19 г/смЗ, (концентрация 4.10 5 см-3).
По своему составу корональный газ сходен с фотосферным. Атомы почти полностью лишены всех своих электронов, т.е. корона представляет собой практически полностью ионизированную плазму.
Структура короны довольно сложна, она включает в себя крупные образования, удаляющиеся от Солнца в виде «опахал» или в виде «лучей». Плотность вещества в этих образованиях, по-видимому, почти на порядок выше, чем в окружающей короне.
С другой стороны, в полярных областях постоянно существуют так называемые корональные дыры — области с аномально низкими температурами, с исключительно низкой плотностью.
Темные области на снимке в рентгене– корональные дыры
Их общая площадь достигает 15% от всей площади поверхности Солнца, на низких широтах площади корональных дыр меньше 2-5% площади поверхности Солнца. Время жизни одной дыры может превышать 5 оборотов Солнца (до 20 оборотов).
Корональные дыры связаны с униполярными областями в фотосфере.
В этих областях происходит усиление истечения плазмы солнечного ветра, оказывающего существенное влияние на геофизические явления.
Яркость короны в миллион раз меньше яркости фотосферы. Наблюдать солнечную корону невооруженным глазом можно только во время полной фазы солнечных затмений. Вне затмений с поверхности Земли корону наблюдают при помощи специальных телескопов — коронографов.
Корональные транзиенты Общее название коротроживущих изменений в короне, в основоном используется для описания выходящих из С. плазменных облаков — Корональных выбросов масс (Coronal Mass Ejection).
Этими мощными выбросами плазменного вещества уносится примерно половина общей энергии солнечной вспышки. CME проходит через солнечную корону и со скоростью порядка 1000 км/с достигает орбиты Земли через 1 – 2 суток. Солнечные корпускулярные потоки, взаимодействуя с земной магнитосферой, вызывают магнитные бури и магнитосферные суббури.
Магнитное поле Солнца разделяется на два типа — общее поле и локальные поля.
Общее магнитное поле Солнца — это поле полоидального типа, вытянутое вдоль солнечных меридианов и подобное полю дипольного типа. Его напряженность на уровне фотосферы составляет 1-2 Гс. Общее поле Солнца периодически, приблизительно раз в 11 лет меняет свою полярность на противоположную. Полный период Т = 22 года.
Общее поле состоит из множества мелких структур разной полярности и размеров, напряженностью до 10-20 Гс.
Локальные магнитные поля активных образований на Солнце разделяются на биполярные (ВМ) и униполярные (UM) области. Напряженность поля |B| в ВМ-областях варьирует от 0,1 до нескольких сотен гаусс. Знак поля различен в различных частях этих областей, и, поскольку они вытянуты вдоль линии восток-запад, в них всегда можно выделить ведущую (р) и ведомую (f) полярности. Эти полярности различны в северном и южном полушариях и меняют знак с началом каждого нового 11-летнего цикла.
UM-области по сравнению с ВМ-областями располагаются ближе к полюсам и имеют меньшую напряженность магнитного поля, но большую площадь и продолжительность жизни: для UM-области характерно В
5-7 оборотов Солнца. Развитие ВМ- и UM-областей предшествует появлению активных областей на Солнце и завершается после исчезновения.
Более подробную информацию по данному вопросу можно найти в разделах СиЗиФа
ОБЗОРЫ и СТАТЬИ, а также на страницах учебника.
Специально вопросам солнечной активности посвящен богато иллюстрированный раздел проекта Э.В. Кононовича ЖИЗНЬ ЗЕМЛИ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА
Также смотри родственные разделы справочника:
Источник
Атмосфера Солнца
Солнце является одной из значимых звёзд нашей галактической системы под названием Млечный путь. В Солнечной системе это единственное светило, вокруг которого обращаются прочие объекты – спутники, планеты, астероиды, кометы, пыль из космоса. В статье будет рассмотрена атмосфера Солнца и её практическое значение для этого гигантского огненного шара.
Описательные характеристики
Атмосфера Солнца во многом определяется его составом. В нем присутствуют следующие элементы:
- водород, занимающий 73% массы;
- гелий, на который приходится 25% веса;
- прочие элементы, имеющие иную концентрацию.
1 млн. водородных атомов включает в себя:
- 98 000 гелиевых атомов;
- 851 кислородных элементов;
- 398 атомов углерода;
- 123 – неона;
- 100 – азота;
- 47 – железа;
- и т. д.
На массу светила приходится 99,866% массы всей Солнечной системы. Наша галактическая группа включает в свой состав 100-400 млрд звёзд. При этом 85% их являются менее яркими в сравнении с Солнцем. Как и все они, наше естественное светило производит выработку энергии за счёт реакции термоядерного синтеза. Выработка значительной её части происходит в ходе синтеза водорода, гелия.
Солнце является звездой, расположенной к Земле ближе всего. Средняя удалённость между объектами составляет 149,6 млн км. Значение его орбитальной скорости составляет 217 километров в секунду. На прохождение одного светового года ему требуется 1400 земных лет. На сегодняшний день звезда располагается в области внутреннего края рукава Ориона. Среди всех светил, имеющих отношение к 50-ти наиболее близким системам, Солнце занимает по яркости почётную четвёртую строчку.
Фотосфера
Атмосфера Солнца состоит из нескольких слоёв, одним из них является фотосфера. Она представлена видимой поверхностью, которая извергает базовую часть излучения. Слой обладает толщиной, равной 100-400 км, температурным значением, составляющим 6 600 К (минимум). Именно по этой части происходит определение размеров Солнца. Газ, находящийся здесь, является разреженным, а скоростное значение вращения зависит от конкретной области. В зоне экватора один оборот протекает за 24 дня, в районе полюсов – за 30 дней.
Хромосфера
Солнечная атмосфера представлена также хромосферой. Она является оболочкой, окружающей фотосферу, имеющей толщину в 2000 км. Для верхней границы характерны постоянные горячие выбросы. Эта часть является видимой исключительно во время полного затмения, когда она появляется в красных тонах.
Корона
Эта часть является последней. Для неё характерно присутствует протуберанцев, энергетических извержений. Их выплеск обычно происходит в радиусе сотен тысяч километров, что провоцирует возникновение солнечного ветра. Солнечная атмосфера в этой области имеет более высокую температуру – 1 000 000 К минимум, которая может достигать отметки в 2 000 000 К. В некоторых областях значение повышается до 8-9 тыс. Кельвинов. Однако увидеть эту часть можно исключительно во время солнечного затмения.
Для данной области характерно изменение формы, которое пребывает в зависимости от цикла солнечной активности. На максимуме её форма круглая, на минимуме – вытянутая (вдоль экваториальной части).
Ветер
Солнечная атмосфера имеет такое явление, как ветер, представленный потоком ионизированных элементов, которые выбрасываются из звезды в различных направлениях на скорости от 400 километров в секунду. В качестве источника, из которого исходит ветер, выступает солнечная корона. Её температура настолько высока, что гравитационная сила не может удерживать вещество неподалёку от поверхности, и его часть оказывается в пространстве между планетами. Несмотря на относительную изученность, многие детали, связанные с солнечным ветром, остаются неясными до сих пор.
Таким образом, солнечная атмосфера состоит из нескольких слоёв, различных по толщине, температуре, свойствам.
Источник
Строение Солнца. 2. Атмосфера
Атмосфера солнца
4а.Фотосфера
Фотосфера — это нижний из трех слоев атмосферы Солнца, расположенный непосредственно на плотной массе невидимого газа конвективной области. Фотосфера образована раскаленным ионизированным газом, температура которого у основания близка к 10000°С , а у верхней границы, расположенной примерно в 300км выше, порядка 5000°С. Средняя температура фотосферы принимается в 5700°С. При такой температуре раскаленный газ излучает электромагнитную энергию преимущественно в оптическом (видимом) диапазоне волн. Именно этот нижний слой атмосферы, видимый как желтовато-яркий диск, зрительно воспринимается нами как Солнце.
Через прозрачный воздух фотосферы в телескоп отчетливо просматривается ее основание — контакт с массой непрозрачного воздуха конвективной области. Поверхность раздела имеет зернистую структуру, называемую грануляцией. Зерна, или гранулы, имеют поперечники от 700 до 2000км. Положение, конфигурация и размеры гранул меняются. Наблюдения показали, что каждая гранула в отдельности выражена лишь какое-то короткое время (около 5-10 мин.), а затем исчезает, заменяясь новой гранулой. На поверхности Солнца гранулы не остаются неподвижными, а совершают нерегулярные движения со скоростью примерно 2 км/с. В совокупности светлые зерна (гранулы) занимают до 40% поверхности солнечного диска.
Процесс грануляции представляется как наличие в самом нижнем слое фотосферы непрозрачного газа конвективной области — сложной системы вертикальных круговоротов. Светлая ячея — это поступающая из глубины порция более разогретого газа по сравнению с уже охлажденной на поверхности, а потому и менее яркой, компенсационно погружающейся вниз. Яркость гранул на 10-20 процентов больше окружающего фона указывает на различие их температур в 200-300°С.
Образно грануляцию на поверхности Солнца можно сравнить с кипением густой жидкости типа расплавленного гудрона, когда со светлыми восходящими струями появляются пузырьки воздуха, а более темные и плоские участки характеризуют погружающиеся порции жидкости.
Исследования механизма передачи энергии в газовом шаре Солнца от центральной области к поверхности и ее излучение в космическое пространство показали, что она переносится лучами. Даже в конвективной зоне, где передача энергии осуществляется движением газов, большая часть энергии переносится излучением.
Таким образом, поверхность Солнца, излучающая энергию в космическое пространство в световом диапазоне спектра электромагнитных волн, — это разреженный слой газов фотосферы и просматривающаяся сквозь нее гранулированная верхняя поверхность слоя непрозрачного газа конвективной области. В целом зернистая структура, или грануляция, признается свойственной фотосфере — нижнему слою солнечной атмосферы.
4б.Хромосфера Солнца
При полном солнечном затмении у самого края затемненного диска Солнца видно розовое сияние — это хромосфера. Она не имеет резких границ, а представляет собой сочетание множества ярких выступов или языков пламени, находящихся в непрерывном движении. Хромосферу сравнивают иногда с горящей степью. Языки хромосферы называют спикулами. Они имеют в поперечнике от 200 до 2000км (иногда до 10.000км) и достигают в высоту нескольких тысяч километров. Их надо представлять себе как вырывающиеся из Солнца потоки плазмы (раскаленного ионизированного газа).
Установлено, что переход от фотосферы к хромосфере сопровождается скачкообразным повышением температуры от 5700°С до 8000 — 10000°С. К верхней же границе хромосферы, находящейся приблизительно на высоте 14.000км от поверхности Солнца, температура повышается до 15000 — 20000°С. Плотность вещества на таких высотах составляет всего 10-12 г/см3, т.е. в сотни и даже тысячи раз меньше, чем плотность нижних слоев хромосферы.
4с.Солнечная корона
Солнечная корона — внешняя атмосфера Солнца. Некоторые астрономы называют ее атмосферой Солнца. Она образована наиболее разреженным ионизированным газом. Простирается примерно на расстояние 5 диаметров Солнца, имеет лучистое строение, слабо светится. Ее можно наблюдать только во время полного солнечного затмения. Яркость солнечной короны примерно такая же, как у Луны в полнолуние, что составляет лишь около 5/1000.000 долей яркости Солнца. Корональные газы в высокой степени ионизированы, что определяет их температуру примерно в 1млн. градусов. Внешние слои короны излучают в космическое пространство корональный газ — солнечный ветер. Это второй энергетический (после лучистого электромагнитного) поток Солнца, получаемый планетами. Скорость удаления коронального газа от Солнца возрастает от нескольких километров в секунду у короны до 450 км/с на уровне орбиты Земли, что связано с уменьшением силы притяжения Солнца при увеличении расстояния. Постепенно разреживаясь по мере удаления от Солнца, корональный газ заполняет все межпланетное пространство. Он воздействует на тела Солнечной системы как непосредственно, так и через магнитное поле, которое несет с собой. Оно взаимодействует с магнитными полями планет. Именно корональный газ (солнечный ветер) является основной причиной полярных сияний на Земле и активности других процессов магнитосферы.
Источник