Меню

Область атмосферы солнца имеющая красновато фиолетовую окраску называется

Хромосфера

» Солнце » Хромосфера

Хромосфера – это слой атмосферы Солнца, который находится над фотосферой. Этот слой имеет красновато-фиолетовый цвет. Хромосферу можно наблюдать во время солнечных затмений. Огненные языки, которые видны вокруг лунного диска, закрывающего Солнце, и есть хромосфера.

Хромосфера состоит из разряженных газов. Толщина хромосферы 10 – 15 тысяч километров, а температура огненных языков в десятки раз больше температуры в фотосфере. Она повышается от 5700 градусов Кельвина до 10 000 градусов Кельвина. В верхней части хромосферы температура солнечного вещества достигает порядка 20 000 градусов Кельвина. Плотность вещества в верхней части хромосферы очень мала – приблизительно 10-12 г/см³.

Огненные языки хромосферы – это ионизованная плазма, которая образуется в результате того, что атомы, выходя из конвективной зоны и проходя сквозь фотосферу, под воздействием электромагнитных волн и магнитных полей увеличивают свою скорость и температуру настолько, что теряют частицы — электроны, из которых состоят. Эти частицы и образуют огненную ионизированную плазму.

Хромосферное вещество может вырываться на высоту в сотни тысяч километров. Такие «фонтаны» называют солнечными протуберанцами. Скорость протуберанца – сотни километров в секунду.

Хромосфера состоит из частиц водорода, гелия и кальция. Ученые установили состав хромосферы Солнца по ее спектру. Выяснилось, что в хромосфере содержатся частицы других химических элементов, но их концентрация чрезвычайно мала.

Источник

Область атмосферы солнца имеющая красновато фиолетовую окраску называется

Солнечная система. Солнечная активность и атмосфера Солнца

Карта сайта

Астрономия
древнейшая из наук
Античная астрономия
Хронология астрономии
Современная астрономия
Основы астрономии
Начала астрономии
Время и небесная сфера
Созвездия
Движение небесных тел
Астроприборы
Астрофизика
Обзоры астрооборудования
Астрономические наблюдения

Общая астрономия
Солнечная система
Звезды
Наша Галактика
Внегалактическая астрономия
Внеземные цивилизации
Астрономы мира и знаменательные даты
Дополнительно
Форумы Astrogalaxy.ru
Астрономия для детей
Планетарии России
Это интересно
Новости астрономии
О проекте

Солнечная активность и атмосфера Солнца

Фотосфера — самый нижний слой атмосферы Солнца, в котором температура довольно быстро убывает от 8000 до 4000 К. Следствием конвективного движения вещества в верхних слоях Солнца является своеобразный вид фотосферы — грануляция. Фотосфера как бы состоит из отдельных зерен — гранул, размеры которых составляют в среднем несколько сотен (до 1000) километров. Гранула- это поток горячего газа, поднимающийся вверх. В темных промежутках между гранулами находится более холодный газ, опускающийся вниз. Каждая гранула существует всего 5-10 мин, затем на ее месте появляется новая, которая отличается от прежней по форме и размерам. Общая наблюдаемая картина при этом не меняется. Вещество фотосферы нагревается за счет энергии, поступающей из недр Солнца, а излучение, которое уходит в межпланетное пространство, уносит энергию, поэтому наружные слои фотосферы охлаждаются. В самых верхних слоях фотосферы плотность вещества составляет 10 -3 — 10 -4 кг/м 3 .

Здесь в условиях минимальной для Солнца температуры оказывается возможным существование нейтральных атомов водорода и даже простейших молекул и радикалов Н2, ОН, СН. Над фотосферой располагается хромосфера («сфера цвета»). Красновато-фиолетовое кольцо хромосферы можно видеть в те моменты, когда диск Солнца закрыт Луной во время полного солнечного затмения. В хромосфере вещество имеет температуру в 2-3 раза выше, чем в фотосфере. Здесь, как и внутри Солнца, оно представляет собой плазму, только меньшей плотности. Толщина хромосферы 10-15 тыс. км, а далее на миллионы километров (несколько радиусов Солнца) простирается солнечная корона. Для короны, которую можно наблюдать во время полных солнечных затмений как жемчужно-серебристое сияние, характерна лучистая структура с множеством сложных деталей — дуг, шлемов и т. д. Температура в короне повышается до 1-2 млн. К, а затем очень медленно снижается.

Солнечная корона явилась для астрофизики уникальной природной лабораторией, в которой удается наблюдать поведение вещества в условиях, недостижимых на Земле. Высокая температура короны обеспечивает полную ионизацию легких элементов, а у более тяжелых сохраняются электроны, находящиеся на самых глубоких электронных оболочках. Высокоионизованную плазму короны часто называют электронным газом, имея в виду, что число электронов, потерянных атомами, существенно превосходит число образовавшихся при этом положительных ионов. Плотность вещества по мере удаления от Солнца постепенно уменьшается, но потоки плазмы из короны («солнечный ветер») растекаются по всей планетной системе. Скорость этих потоков в окрестностях Земли обычно составляет 400-500 км/с, но у некоторых может достигать 1000 км/с. Основными составляющими солнечного ветра являются протоны и электроны, значительно меньше альфа-частиц (ядер гелия) и других ионов. Наша планета фактически находится в солнечной короне, поэтому многие геофизические явления испытывают на себе влияние процессов, происходящих на Солнце, в особенности солнечной активности. Как правило, в атмосфере Солнца наблюдаются многообразные проявления солнечной активности, характер протекания которых определяется поведением солнечной плазмы в магнитном поле — пятна, вспышки, протуберанцы и т. п. Наиболее известными из них являются солнечные пятна, открытые еще в начале XVII в. во время первых наблюдений при помощи телескопа. По изменению положения пятен на диске Солнца было обнаружено, что оно вращается. Наблюдения показали, что угловая скорость вращения Солнца убывает от экватора к полюсам, а время полного оборота вокруг оси возрастает с 25 суток (на экваторе) до 30 (вблизи полюсов). Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции отчасти напоминает земное.

Пятна появляются в тех сравнительно небольших областях фотосферы Солнца, где магнитное поле усиливается в несколько тысяч раз по сравнению с общим фоном, и его индукция может достигать 0,4-0,5 Тл. Усиление магнитного поля, которое охватывает также лежащие выше области хромосферы и короны, является характерным признаком активной области (центра активности). Сначала пятна наблюдаются как маленькие темные участки диаметром 2000-3000 км. Большинство из них в течение суток пропадают, однако некоторые увеличиваются в десятки раз.

Такие пятна могут образовывать большие группы и существовать, меняя форму и размеры, на протяжении нескольких месяцев, т. е. нескольких оборотов Солнца. У крупных пятен вокруг наиболее темной центральной части (ее называют тень) наблюдается менее темная полутень. В центре пятна температура вещества снижается примерно до 4000 К, поэтому в спектре пятен наблюдаются полосы поглощения некоторых двухатомных молекул, например СО, TiO, CH, CN. Понижение температуры в районе пятна связано с действием магнитного поля, которое нарушает нормальную конвекцию и препятствует притоку энергии снизу. Вместе с тем вблизи пятен, где магнитное поле слабее, конвективные движения усиливаются, и появляются хорошо заметные яркие образования — факелы. Наиболее крупными по своим масштабам проявлениями солнечной активности являются наблюдаемые в солнечной короне протуберанцы — огромные по объему облака газа, масса которых может достигать миллиардов тонн. Некоторые из них («спокойные») напоминают по форме гигантские занавеси толщиной 3-5 тыс. км, высотой около 10 тыс. км и длиной до 100 тыс. км, подпираемые колоннами, по которым газ течет из короны вниз. Они медленно меняют свою форму и могут существовать в течение нескольких месяцев. Во многих случаях в протуберанцах наблюдается упорядоченное движение отдельных сгустков и струй по криволинейным траекториям, напоминающим по форме линии индукции магнитных полей. Порой отдельные части протуберанцев быстро устремляются вверх со скоростями порядка нескольких сотен километров в секунду и поднимаются на огромную высоту (до 1 млн. км), что превышает радиус Солнца.

Оказалось, что происходит это во время вспышек. Самыми мощными проявлениями солнечной активности являются вспышки, в процессе которых за несколько минут иногда выделяется энергия до 10 25 Дж (такова энергия примерно миллиарда атомных бомб). Вспышки наблюдаются как внезапные усиления яркости отдельных участков Солнца в районе пятен. Продолжительность сильных вспышек в среднем может достигать трех часов, а слабые длятся всего несколько минут. По скорости выделения энергии вспышки подобны взрыву. Солнечная плазма в этой области может нагреваться до температуры порядка 10 млн. К. Возрастает кинетическая энергия выбросов веществ, движущихся в короне и уходящих в межпланетное пространство со скоростями до 1000 км/с. Получают дополнительную энергию и значительно ускоряются потоки электронов, протонов и других заряженных частиц. Усиливается оптическое, рентгеновское, гамма- и радиоизлучение. Детальная теория сложного комплекса явлений, наблюдаемых во время вспышек, пока еще не разработана, но, по современным представлениям, они связаны с возникновением и происходящим затем быстрым выделением избытка энергии в магнитных полях активных областей.

Потоки плазмы, образующиеся во время вспышки, через сутки-двое достигают окрестностей Земли. Магнитосфера нашей планеты отклоняет и задерживает эти потоки, так что только незначительная их часть попадает в земную атмосферу. Однако даже этого достаточно, чтобы вызывать магнитные бури, полярные сияния и другие геофизические явления. Например, при сильных вспышках практически прекращается слышимость радиопередач на коротких волнах по всему освещенному полушарию нашей планеты.Число пятен и протуберанцев, частота и мощность вспышек на Солнце меняются с определенной, хотя и не очень строгой периодичностью — в среднем этот период составляет примерно 11,2 года. Отмечается определенная связь процессов жизнедеятельности растений и животных, состояния здоровья людей и погодно-климатических аномалий с уровнем солнечной активности, однако механизм воздействия этих процессов на земные явления еще не вполне ясен.

  • Подготовка и выпуск проект ‘Астрогалактика’ 16.02.2007

Источник

Область атмосферы солнца имеющая красновато фиолетовую окраску называется

Хромосфера это неоднородный по структуре слой солнечной атмосферы, расположенный непосредственно над фотосферой. Название происходит от др.греч. χρομα — цвет, σφαιρα — шар, сфера, «сфера цвета». Хромосфера названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце.

Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше.

Общая протяжённость хромосферы 10–15 тыс. километров. Температура хромосферы растет с высотой от 6000 К до примерно 20 000 К. При такой температуре в хромосфере Солнца формируется интенсивное излучение в линиях атома водорода, в частности в линии H-альфа.

Одной из наиболее интересных деталей, которые можно наблюдать в хромосфере на изображениях в линии H-альфа, являются протуберанцы, представляющие собой области плотной холодной плазмы, проникающие высоко в корону и по этой причине видимые над солнечным лимбом. Излучение хромосферы Солнца в линии H-альфа лежит в видимой области спектра и имеет яркий красный цвет.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы.


фраунгоферовы линии в видимой части спектра ЭМ-волн

Многие детали на поверхности хромосферы также видны в линии излучения ионизованного кальция Ca II, расположенной в фиолетовой части солнечного спектра. Это излучение обнаружено и на других звездах солнечного типа. Благодаря этому мы теперь знаем не только о хромосфере Солнца, но и о хромосфере далеких звезд.
(источник: Солнечная космическая обсерватория ТЕСИС)

хромосфера в линии излучения Hα
с длиной волны λ = 6562,8 Å
хромосфера в линии излучения ионизованного кальция Ca II
с длиной волны λ = 3934 Å (линия К)

Серия изображений Солнца 23 июля 2004 г.
Следующие 6 изображений Солнца показывают, как меняется структура солнечной атмосферы при продвижении вверх от фотосферы, через хромосферу, переходный слой в корону и солнечный ветер. Указаны основные видимые структуры и верхние значения их температур. АО — активные области Солнца.
(источник: Э.В. Кононович и др. «Жизнь Земли в атмосфере Солнца»)

Фотосфера
Т = 6500 К,
видны факелы и группы пятен
линия ионизированного гелия
λ = 3040 Å (304 нм), He II,
(ультрафиолет) Т = 80 000 К,
видны хромосферная сетка, яркие флоккулы и волокна
линия ионизированного железа
λ = 1710 Å (171 нм), Fe IX, X, (ультрафиолет) T = 1 300 000 K,
видны переходный слой между хромосферой и короной, АО,
корональные дыры
линия ионизированного железа
λ = 1950 Å (195 нм), Fe XII, (ультрафиолет) Т = 1 600 000 К,
видна структура спокойной короны
линия ионизированного железа
λ = 2840 Å (284 нм) , Fe XV,
(ультрафиолет) T = 2 000 000 K,
видна структура активных областей в короне: яркие поля флоккулов, яркие рентгеновские точки и дуги.
Внешняя корона и солнечный ветер
28 октября 2003

Все 6 снимков, расположенных выше, получены от солнечной обсерватории SOHO. Вы можете посмотреть изображение Солнца на текущую дату (−1 день), используя специальный браузер, созданный Кристианом Ларсеном (Kristian Pontoppidan Larsen). Он — специалист по прикладной физике из Дании и поклонник SOHO, которому нравится создавать прикладные web-программы и изучать связь между Солнцем, погодой и климатом.

Пояснения к программе К. Ларсена:
Двигая ползунок шкалы, расположенной сразу под изображением Солнца, вы можете рассмотреть Солнце в 4 линиях спектра с фиксированной температурой солнечного вещества, а так же в промежутках между ними. Завершают шкалу изображения, получаемые с помощью прибора Michelson Doppler Imager (MDI). Этот инструмент получает карты магнитного поля Солнца и скоростей вещества на высоте формирования линии наблюдений). MDI-Cont в линии ионизированного никеля Ni I с длиной волны λ = 6768 Å (676,8 нм), на которых можно видеть солнечные пятна, и MDI-Mag — магнитограмма солнечной поверхности с черно-белым изображением полярности пятен. Сейчас (12.09.09) крупных пятен на Солнце нет, но маленькие образования все же видны.

EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) — изображения экстремального ультрафиолетового телескопа. Изображения солнечной атмосферы представлены в нескольких длинах волн, и поэтому, показывают солнечный материал при различных температурах.
В изображениях, с длиной волны λ = 3040 Å (304 нм),
представлен яркий материал с температурой 60 000–80 000 кельвинов.
Чем выше температура, тем выше расположен данный слой в солнечной атмосфере.
При λ = 1710 Å (171 нм), Т = 1 000 000 К,
при λ = 1950 Å (195 нм), Т = 1 500 000 К,
при λ = 2840 Å (284 нм), Т = 2 000 000 К.

Часто во время затмений над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. А не дожидаясь затмений — при помощи спектрографа или фильтра, выделяющего из общего потока солнечного излучения линию H-альфа, на поверхности хромосферы Солнца можно увидеть множество интересных деталей: яркие флокулы вокруг солнечных пятен, темные волокна, лежащие на диске, и протуберанцы над солнечным лимбом. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы.

Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окружёнными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из неё, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска тёмными, длинными и изогнутыми волокнами.

Протуберанцы имеют примерно туже плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца.


Жансен (Janssen) Пьер Жюль Сезар
(1824–1907)

Локьер (Lockyer)
Джозеф Норман

(1836–1920)

Впервые спектр протуберанца вне затмения рассмотрел французский астроном Жансен Пьер Жюль Сезар (Janssen, Pierre Jules César) в Гунтуре, маленьком городке на восточном побережье Индии, во время наблюдения полного солнечного затмения 18 августа 1868 г.

В момент, когда сверкающий диск Солнца был полностью закрыт Луной, Жансен, исследуя с помощью спектроскопа оранжево-красные языки пламени, вырывавшиеся с поверхности Солнца, увидел в спектре, кроме трех знакомых линий водорода: красной, зелено-голубой и синей, новую, незнакомую — ярко-желтую. Ни одно из веществ, известных химикам того времени, не имело такой линии в той части спектра, где ее обнаружил Пьер Жюль Жансен.

Такое же открытие, независимо от Жансена, но у себя дома, в Англии, сделал Джозеф Норман Локьер (Lockyer, Joseph Norman).

25 октября 1868 г. парижская Академия наук получила два письма. Одно, написанное на следующий день после солнечного затмения (19 августа 1868 г.), пришло из Индии от Жансена; другое письмо, от 20 октября 1868 г. было из Англии от Локьера.

Письма обоих ученых были зачитаны на заседании Парижской Академии наук 26 октября с интервалом в несколько минут. В них Жансен и Локьер, независимо один от другого, сообщили об открытии одного и того же «солнечного вещества».

Это новое вещество, найденное на поверхности Солнца с помощью спектроскопа, спустя два года Локьер совместно с английским химиком Эдвардом Франкландом, в сотрудничестве с которым он работал, предложил называть «гелий» от греческого слова «солнце» — «гелиос».

Такое совпадение материалов работ свидетельствовало об объективном характере открытия нового химического вещества. Академики, пораженные столь странным совпадением, приняли постановление выбить в честь открытия вещества солнечных факелов (протуберанцев) золотую медаль.

На одной стороне этой медали выбиты портреты Жансена и Локьера, а на другой — изображение древнегреческого бога солнца Аполлона в колеснице, запряженной четверкой коней. Над колесницей надпись на французском языке: «Анализ солнечных выступов 18 августа 1868 г.».

Для наблюденя щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по частям. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.

Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих её газов.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки.
Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки — всё это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше. В хромосфере можно наблюдать появление и исчезновение поствспышечных магнитных петель. Природа этих процессов и исследование их особенностей являются одним из важных предметов современной физики Солнца.

Источник

Читайте также:  Юбка солнце выкройка расчет два шва

Космос, солнце и луна © 2023
Внимание! Информация, опубликованная на сайте, носит исключительно ознакомительный характер и не является рекомендацией к применению.

Adblock
detector