Опишите слои атмосферы солнца

Рис. 70. 11-летний цикл солнечной активности.

Рис. 71. Группа солнечных пятен.

Центральнаячасть пятна — ядро (или тень ) — ок­ружена волокнистой полутенью (см. рис. 69). Вблизи края солнечного диска круглое пятно видно как эллиптиче­ское, а совсем близко от края диска — как узкая полоска полутени. Это можно объяснить тем, что пятно представ­ляет собой коническую воронку, глубина которой примерно 300—400 км. Пятна кажутся темными лишь по контрасту с фотосферой. На самом деле температура ядра (самой холод­ной части пятна) около 4300 К, т. е. выше температуры электрической дуги, на которую, как известно, невозможно смотреть без защитных очков. Линии в спектре пятен за­метно расщеплены. Это явление объясняется тем, что веще­ство пятен подвержено действию сильных магнитных полей. Обычно пятна наблюдаются группами (рис. 71). Пятно в группе, которое располагается первым по направлению вра­щения Солнца, называется головным , последнее пятно в группе — хвостовым . Головные и хвостовые пятна имеют противоположную полярность, например головные — северный магнитный полюс, а хвостовые — южный, т. е. в целом группа пятен напоминает гигантский магнит. Магнит­ное поле пятен в тысячи раз превосходит общее магнитное поле Солнца. Поэтому солнечные пятна подобны «магнит­ным островам» в фотосфере Солнца. Замечательно, что в со­седних 11-летних циклах группы пятен изменяют свою полярность. Например, если в данном 11-летнем цикле все го­ловные пятна групп в северном полушарии Солнца имели северный магнитный полюс, то в следующем цикле север­ный магнитный полюс будет у хвостовых пятен.

Магнитное поле пятен — одна из наиболее важных ха­рактеристик. Именно с магнитным полем связана и причина появления солнечных пятен. Дело в том, что сильное маг­нитное поле способно замедлить конвекцию плазмы. В ме­стах, где конвекция замедлена, на поверхность поступает меньше энергии, там образуются более холодные и темные участки фотосферы — солнечные пятна.

Фотосферные факелы — детали более светлые (а значит, и более горячие), чем фотосфера. Если группа пятен нахо­дится вблизи края солнечного диска, то вокруг нее обычно видно множество факелов — факельное поле. Факелы возни­кают незадолго до появления солнечных пятен и суще­ствуют в среднем в три раза дольше пятен. В местах, где наблюдаются факелы, на поверхность Солнца выносится бо­лее горячее вещество, чем в других участках фотосферы. Это связано с местным усилением конвекции в подфотосферных слоях.

2. Хромосфера. В моменты полных солнечных затмений хорошо видны внешние области атмосферы Солнца — хромосфера (розового цвета) и серебристо-жемчужная корона . Яркость хромосферы и короны во много раз меньше яркости фотосферы. Из-за рассеяния солнечного света в земной атмосфере эти слабосветящиеся внешние обо­лочки не удается видеть вне затмения без специальных при­способлений.

Хромосфера простирается до высоты 10—14 тыс. км. В ее самых нижних слоях температура около 5000 К, а затем, по мере подъема над фотосферой, она начинает постепен­но расти, достигая в верхних слоях атмосферы (2•10 4 — 5•10 4 ) К.

Рис. 72. Участок хромосферы над солнечным пятном.

Внезатмения хромосферу можно наблюдать, если выде­лить очень узкий участок спектра и получить изображение Солнца в монохроматическом свете, длина волны которого соответствует какой-нибудь одной спектральной линии, на­пример, водородной линии Н_α. Тогда можно увидеть, что хромосфера состоит из темных и светлых узелков, образую­щих сетку. Размеры ячеек хромосферной сетки значительно превосходят размеры гранул фотосферы, достигая 30 — 50 тыс. км. Яркость хромосферы неодинакова. Наиболее яр­кие ее участки ( хромосферные факелы ) располо­жены над фотосферными факелами и пятнами (рис. 72).

В хромосфере наблюдаются самые мощные и быстро раз­вивающиеся процессы, называемые вспышками . В ходе развития вспышки сначала увеличивается яркость не­большого участка хромосферы, но затем становится яркой область, охватывающая десятки миллиардов квадратных ки­лометров (рис. 73). Слабые вспышки исчезают через 5—10 мин, а самые мощные продолжаются несколько часов. Не­большие вспышки происходят на Солнце по нескольку раз в сутки, мощные наблюдаются значительно реже. Обычно вспышки появляются над пятнами, особенно над теми, ко­торые быстро изменяются. По характеру явления (стремительность развития, огромное энерговыделение — до 10 25 — 10 26 Дж) вспышки представляют собой взрывные процессы, при которых освобождается энергия магнитного поля сол­нечных пятен. Вспышки сопровождаются мощным ультра­фиолетовым, рентгеновским и радиоизлучением. В межпла­нетное пространство выбрасываются электрически заряжен­ные частицы ( корпускулы ).

Рис. 73. Развитие солнечной вспышки.

Рис. 74. Протуберанец на Солнце.

На краю солнечного диска хорошо видны проту­беранцы (рис. 74) — гигантские яркие выступы или арки, как бы опирающиеся на хромосферу и врывающиеся в солнечную корону. Спокойные протуберанцы существуют несколько недель и даже месяцев. Вещество протуберанцев поглощает и рассеивает идущее снизу излучение, а потому, проецируясь на яркий диск Солнца, протуберанцы выглядят как темные волокна. В отличие от спокойных протуберан­цев, часто наблюдаются протуберанцы, для которых харак­терны очень быстрые движения и выбросы веществ в ко­рону.

3. Солнечная корона. Внутренние области короны , удаленные от фотосферы на расстояние до одного радиуса Солнца, можно наблюдать не только во время солнечных затмений, но и вне затмения с помощью коронографа — специального телескопа, в фокусе объектива ко­торого ставится зачерненный диск («искусственная Луна»). Коронографы устанавливают в горах на высоте не ниже 2000 м над уровнем моря, где солнечное излучение значи­тельно меньше рассеивается земной атмосферой.

Рис. 75. Вид Солнца во время полного затмения.

Рис. 76. Изменение вода солнечной короны.

Форма короны не остается постоянной (рис. 76). В годы, когда на поверхности Солнца много пятен, корона почти круглая. Когда же пятен мало, корона сильно вытянута в плоскости экватора Солнца. Корона неоднородна: в ней на­блюдаются лучи, дуги, отдельные сгущения вещества, полярные «щеточки» (короткие прямые лучи, наблюдаемые у полюсов) и т. д. Детали короны неразрывно связаны с пят­нами и факелами, а также с явлениями, происходящими в хромосфере. Все детали короны вращаются с той же угло­вой скоростью, что и расположенные под ними участки фо­тосферы.

Как далеко простирается корона? По фотографиям, по­лученным во время затмений, корону удается проследить на расстоянии до нескольких солнечных радиусов от края Солнца. Отдельные выбросы солнечной плазмы, которые как бы входят в состав сверхкороны Солнца, достигают земной орбиты. Сверхкорона была открыта радиоастрономи­ческими методами. Огромная протяженность короны объяс­няется большими скоростями входящих в нее частиц, а значит, и высокой температурой короны. Этот вывод подтверж­дает исследование спектра короны. Ряд линий в спектре короны оставался загадочным вплоть до 40-х гг. Оказалось, что эти линии принадлежат многократно ионизованным ато­мам хорошо известных на Земле элементов, например ато­мам железа, лишенным 13 электронов. Такая высокая иони­зация в очень разреженном веществе короны возможна при температуре не менее 10 6 К. Следовательно, наблюдая ко­рону, можно изучать в космической лаборатории высоко­температурную разреженную плазму в естественных условиях.

Поскольку средняя температура фотосферы около 6000 К, то она своим излучением не может нагреть солнеч­ную корону до более высокой температуры. Согласно одной из гипотез, конвективные движения газа внутри Солнца соз­дают сжатия и разрежения (волны), которые переносят энергию из внутренних слоев Солнца в его атмосферу. Энергия волнового движения нагревает вещество хромосферы и короны. Разреженный газ хромосферы и короны излучает мало и, получая большой приток энергии снизу, сильно нагревается.

4. Солнечная активность. Комплекс нестационарных образований в атмосфере Солнца (пятна, факелы, про­туберанцы, вспышки и др.) называется солнечной актив­ностью. Так, солнечные пятна всегда связаны с фотосферными факелами, вспышки и протуберанцы в большинстве случаев образуются над «возмущенной» фотосферой и т. д. Области на Солнце, где наблюдаются пятна, факелы, вспышки, протуберанцы и другие проявления солнечной активности, называются активными областями (или центрами активности). Как мы видели, центры активности, зарождаясь на некоторой глубине под фотосферой, простираются далеко в солнечную корону. Связующее звено между различными ярусами центров активности — магнит­ное поле.

Не только появление пятен, но и солнечная активность в целом имеет 11-летнюю цикличность. В годы максимума солнечной активности на Солнце много центров активности ( возмущенное Солнце). В годы минимума центров ак­тивности мало ( спокойное Солнце). Необычным был максимум предыдущего (22-го) цикла солнечной активности. Он отличался высокой активностью (в частности, большим числом пятен) и продолжительностью (растянутостью на несколь­ко лет — примерно с 1989 по 1992 г .).

Источник

Строение атмосферы Солнца

Все виды излучений, которые мы воспринимаем от Солнца, образуются в его самых внешних слоях, в атмосфере. Самый глубокий и плотный слой атмосферы — фотосфера — имеет толщину около 200— 300 км, плотность вещества в ней около 10 -5 кг/м 3 , значительно меньше плотности земной атмосферы, которая у поверхности Земли равна 1 кг/м 3 Несмотря на, казалось бы, малое значение толщины и плотности, фотосфера непрозрачна для всех видов излучений, образующихся в более глубоких слоях Солнца, поэтому мы не можем заглянуть в его под-фотосферные слои. Температура фотосферы растет с глубиной и в среднем составляет 6000 К. Именно эта температура принимается за температуру поверхности, а саму фотосферу принято считать поверхностью Солнца, и от нее начинаются слои атмосферы.

Слои атмосферы Солнца

Атмосфера Солнца состоит из трех слоев, между которыми нет резкой границы. Самый близкий к фотосфере и самый плотный, но очень тонкий слой называется обращающим слоем. Следующий, более обширный и более разреженный слой называется хромосферой (от греческого «хромоc», что означает «цвет»). Хромосфера Солнца имеет красноватый оттенок.

Хромосфера 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.

Наконец, третий, самый обширный и разреженный слой атмосферы Солнца называется солнечной короной. Он представляется нам в виде лучистого сияния с перламутровым оттенком.

Фотосфера Солнца начинается на 200—300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

В фотосфере видна зернистая структура, получившая название грануляции. Характерные угловые размеры гранул, напоминающих по виду рисовые зерна, составляют 1—2′, но линейные их размеры достигают тысячи и более километров. Наблюдения показывают, что грануляция находится в непрерывном движении и изменении: одни гранулы исчезают, а взамен им тут же появляются новые. Средняя продолжительность жизни различных гранул от 5 до 10 мин. Смещение спектральных линий в спектре центральной, более яркой и горячей части гранулы указывает на подъем горячего вещества из-под фотосферы; противоположное смещение линии в спектре более темного и холодного вещества, окаймляющего гранулу, указывает на опускание вещества под фотосферу.

Скорость подъема и опускания газа в слоях солнечной атмосферы составляет около 1 км/с, а разница между температурой горячего и холодного вещества близка к 300 К. Картина грануляции во многом напоминает картину на поверхности кипящей воды — конвекцию. Горячая вода, как более легкая, поднимается снизу вверх, на поверхности она отдает свою энергию в окружающее пространство и, охладившись, опускается вниз. Специальные измерения показали, что поверхность кипящей воды разбивается на ячейки и в каждой горячее вещество поднимается, а по краям более холодное опускается. Таким образом, грануляция на Солнце указывает на то, что энергия в фотосферу поступает из более глубоких и горячих слоев Солнца путем конвекции.

Пятна на Солнце

На ярком фоне фотосферы наблюдаются темные пятна. Такое пятно представляет собой довольно сложное образование, состоящее из центральной темной области, называемой тенью, и окаймляющей ее более светлой области с вытянутыми вдоль радиуса пятна темными и светлыми образованиями, получившей название полутени.

Размеры солнечных пятен крайне разнообразны. В небольшие телескопы примерно с 50-кратным увеличением уже можно видеть пятна с угловым поперечником в 4—5″. Они выглядят небольшими черными точками без признаков полутени, но в действительности их линейные размеры близки к 3000—3500 км. Линейные поперечники пятен с угловыми размерами около 18″ сравнимы с диаметром нашей Земли (примерно 13 000 км). У наиболее же крупных, но редко появляющихся пятен угловые диаметры достигают 4′, т. е. 0,13 диаметра Солнца, и следовательно, их линейные размеры приближаются к 180 000 км! Такие крупные пятна хорошо видны даже невооруженным глазом (конечно, только сквозь темный светофильтр) .

На фоне ослепительно яркой фотосферы пятно нам кажется черным. Однако измерения показали, что яркость пятен в 5—10 раз меньше яркости окружающей горячей фотосферы, а их реальный цвет — красноватый. Эти измерения позволили оценить температуру Т„ вещества в тени пятен. Поскольку поверхность пятен площадью 1 м 2 излучает в 5—10 раз меньше энергии, чем такой же участок фотосферы с температурой Т = 6000 К, то, используя закон Стефана — Больцмана, можно записать:

откуда следует, что температура пятен заключена в пределах от 3400 до 4000 K:

На фотографиях солнечных пятен отчетливо заметна структура распределения темных и светлых областей в полутени пятна, похожая на распределение железных опилок в магнитном поле, причем темные области вытянуты вдоль магнитных линий. Наличие сильного магнитного поля в пятнах подтверждается и спектральными наблюдениями. В некоторых пятнах магнитная индукция достигает 0,5 Тл и выше, в то время как в среднем в фотосфере она составляет 10 -4 -10 -3 Тл. В центре пятна вектор магнитной индукции направлен перпендикулярно к поверхности Солнца, а на краях, в полутени он идет вдоль поверхности и его значение меньше.

Сильное магнитное поле пятен является причиной их низкой температуры. Это объясняется тем, что вещество фотосферы представляет собой плазму, состоящую из заряженных частиц. Сильное магнитное поле тормозит движение плазмы, замедляет ее конвенцию и тем самым ослабляет поступление энергии из внутренних слоев Солнца. В результате температура вещества в области пятен уменьшается и пятна выглядят темными на фоне яркой фотосферы.

Обычно пятна появляются группами. В группе самое большое головное пятно расположено впереди по направлению вращения Солнца; оно имеет полярность магнитного поля, противоположную полярности следующего за ним меньшего пятна. Кроме того, головное пятно в северном полушарии Солнца имеет полярность, противоположную полярности головного пятна южного полушария.

Наряду с пятнами на фотосфере, вблизи края солнечного диска сравнительно часто видны факелы — светлые образования довольно сложной волокнистой структуры. Некоторые факелы живут неделями. Их яркость незначительно превышает яркость фотосферы, а температура всего лишь на 200— 300 К выше ее температуры.

Солнечная корона

На рисунке показана фотография Солнца, полученная во время полного солнечного затмения 31 июля 1981 г. Экспозиция подобрана таким образом, что заметен тонкий слой хромосферы и внутренняя часть внешней оболочки солнечной атмосферы — короны, имеющей вид лучистого жемчужного сияния, яркость которого в миллион раз меньше яркости фотосферы. На фотоснимках, полученных с большой экспозицией, солнечная корона прослеживается до расстояний в десять и более радиусов Солнца. На данном снимке видна самая яркая часть солнечной короны. Обращают на себя внимание несколько ярких образований, похожих на выбросы, которые получили название протуберанцев.

Температура атмосферы Солнца сначала убывает от 6000 К в фотосфере до 4800 К в нижних слоях хромосферы, а затем начинает резко возрастать в ее верхних слоях и в короне. Средняя температура вещества хромосферы около 20 000 К. Именно благодаря такой высокой температуре в хромосфере возбуждается свечение атомов гелия.

Изучение солнечной короны показало, что она состоит из сильно разреженной плазмы с температурой, близкой к двум миллионам кельвинов (2*10 6 К). Плотность ее вещества в сотни миллиардов раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли. В таких условиях нейтральные атомы химических элементов существовать не могут, так как их скорость настолько велика, что при взаимных столкновениях они теряют электроны и многократно ионизуются. Поэтому солнечная корона состоит в основном из протонов, ядер гелия и свободных электронов с незначительными примесями ионов других химических элементов. Этим и объясняется своеобразный спектр солнечной короны: в нем отсутствуют линии водорода, гелия, натрия (свойственные спектру хромосферы), а необычайно слабый, еле заметный непрерывный фон спектра создается электронами, рассеивающими свет фотосферы.

Корона— внешняя разреженная и горячая оболочка Солнца, распространяющаяся от него на несколько солнечных радиусов и имеющая температуру плазмы до миллиона градусов. Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во время полных солнечных затмений или с помощью специальных телескопов-коронографов. Внешние слои атмосферы Солнца тянутся вплоть до орбиты Земли.

С высокой температурой короны и разреженностью ее вещества связана разгадка наблюдаемых в ее спектре двух ярких линий — зеленой λ = 5303 Å и красной λ = 6374 Å. Сравнение положений этих линий со спектрами излучения известных химических элементов, полученных в лабораториях, не давало положительных результатов. Астрономы уже имели дело с аналогичной ситуацией, приведшей к открытию гелия. Поэтому сначала ученые предположили существование нового химического элемента, который назвали ко-ронием. Но потом возникло предположение о принадлежности этих линий известному химическому элементу, который, находясь в условиях сильно разреженной короны с высокой температурой, излучает волны, соответствующие наблюдаемым спектральным линиям.

Теоретическое исследование состоянии ионизации и возбуждения атомов химических элементов в физических условиях солнечной короны, проведенное к началу 40-х годов прошлого столетия, показало, что эти две загадочные спектральные линии соответствуют длинам волн, которые излучают атомы железа, находясь в высокой степени ионизации. Зеленая линия принадлежит атому железа, у которого оторвано 13 внешних электронов, а красная линия принадлежит атому железа, у которого оторвано 9 внешних электронов. Дальнейшие исследования показали, что большинство линий излучения короны принадлежит различным элементам, находящимся в состоянии высокой степени ионизации.

Основное число линий излучения короны находится в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах спектра, а для их наблюдений используют специальные (ультрафиолетовые и рентгеновские) телескопы, установленные на космических научных станциях. Обширный материал по ультрафиолетовому излучению Солнца получен советской солнечной обсерваторией на борту космической станции «Салют».

Как всякая разреженная горячая плазма, солнечная корона интенсивно излучает дециметровые и метровые радиоволны. Радиоизлучение короны было впервые обнаружено во время второй мировой войны. Известный астрофизик Д. Г Мензел в своей книге «Наше Солнце» так описывает это открытие: «Однажды после полудня в 1942 г. все британские радиолокационные станции кругового обзора вышли из строя. Интенсивное высокочастотное радиоизлучение заглушило обычный сигнал локатора. Вначале операторы заподозрили новую контрмеру врага. Но проверка показала, что все радиолокаторы на побережье были направлены в сторону заходящего Солнца».

Детальные исследования радиоизлучения солнечной короны установили ее протяженность до расстояний в несколько десятков радиусов Солнца. Далее она постепенно рассеивается в межпланетном пространстве. Эти исследования подтвердили ничтожную плотность и высокую температуру короны.
Каким же образом вещество солнечной короны нагревается до столь высокой температуры?

Оказывается, к нагреванию короны имеет непосредственное отношение конвекция, наблюдаемая в фотосфере. Здесь опять полезна аналогия конвекции на Солнце с процессами, происходящими в кипящей воде. Если прислушаться к кипящей воде, то можно услышать шум — звуковые волны, которые возбуждаются в воздухе на границе с поверхностью воды ее конвективными движениями. Такие же волны, но в еще больших масштабах возбуждаются конвекцией в фотосфере. Затем эти волны распространяются наружу в хромосферу и корону, унося с собой часть механической энергии конвективных движений. Как и любой волновой процесс, эти волны по мере распространения затухают и особенно эффективно— в короне. Энергия, которую они переносят, и нагревает солнечную корону до высокой температуры в два миллиона кельвинов.

Солнечные протуберанцы

Во время полных солнечных затмений во внутренних слоях солнечной короны наблюдаются протуберанцы — струи горячего вещества, имеющие вид выступов и фонтанов. Плотность вещества протуберанцев значительно больше плотности короны, а температура близка к 10 000 К.

В настоящее время астрономы имеют возможность наблюдать протуберанцы и вне солнечных затмений. Для этого они применяют специальный инструмент — внезатменный коронограф, в котором солнечное затмение искусственно создается заслонкой (искусственной луной). Так как протуберанцы излучают много света в красной водородной линии (Н_α), которая практически отсутствует в спектре короны, то внутреннюю область короны фотографируют сквозь специальный светофильтр, пропускающий только излучение, длина волны которого соответствует этой линйи спектра. На таких фотографиях корона почти не видна, а протуберанцы, наоборот, видны отчетливо.

Некоторые протуберанцы, конденсирующиеся в нижних слоях солнечной короны, подолгу, в течение многих часов висят над хромосферой, медленно меняют свой вид и постепенно исчезают, подобно тому как рассеиваются легкие облака в прогретой земной атмосфере в летнее время года. Такие протуберанцы получили название спокойных. Другой вид протуберанцев — эруптивные. Они внезапно, с большой скоростью взлетают над хромосферой, быстро поднимаются до высоты в несколько десятков и даже сотен тысяч километров и также быстро падают обратно.

На рисунке представлена серия фотографий одного из самых грандиозных протуберанцев, который когда-либо наблюдался. Он даже получил имя «Дедушка». Всего почти за 30 мин он поднялся на высоту около 400 000 км, что соответствует скорости вещества примерно в 200 км/с. Наблюдались протуберанцы, которые удалялись на 1,5-10б км от поверхности Солнца. В конце концов вещество протуберанцев или рассеивается в солнечной короне, или падает в хромосферу.

Солнечная корона находится в динамическом равновесии. В нее постоянно поступает плазма из хромосферы, а из короны истекает в межпланетное пространство непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов, электронов), называемый солнечным ветром. Частицы солнечного ветра покидают солнечную корону со скоростью около 800 км/с, поэтому мощное притяжение Солнца не может их удержать. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 500 км/с. Существование такого потока частиц от Солнца предполагали еще в середине XIX в. для объяснения природы кометных хвостов. Прямые измерения состава и скорости частиц солнечного ветра впервые были проведены с борта советской космической станции «Луна-3» в 1959 г.

Источник