Постоянно текущий от солнца поток разреженной плазмы это

Солнечная атмосфера и солнечная активность

Солнечную атмосферу также можно условно разделить на несколько слоев (рис. 74).

Самый глубокий слой атмосферы, толщиной 200—300 км, называется фотосферой (сфера света). Из него исходит почти вся та энергия Солнца, которая наблюдается в видимой части спектра.

В фотосфере, как и в более глубоких слоях Солнца, температура убывает по мере удаления от центра, изменяясь примерно от 8000 до 4000 К: сильное охлаждение наружных слоев фотосферы происходит из-за ухода излучения в межпланетное пространство.

На фотографиях фотосферы (рис. 75) хорошо заметна ее тонкая структура в виде ярких «зернышек» — гранул размером в среднем около 1000 км, разделенных узкими темными промежутками. Эта структура называется грануляцией. Она оказывается следствием движения газов, которое происходит в расположенной под фотосферой конвективной зоне.

Убывание температуры в наружных слоях фотосферы приводит к тому, что в спектре видимого излучения Солнца, почти целиком возникающего в фотосфере, наблюдаются темные линии поглощения. Они называются фраунгоферовыми, в честь немецкого оптика Фраунгофера, впервые в 1814 г. зарисовавшего несколько сотен таких линий. По той же причине (падение температуры от центра Солнца) солнечный диск к краю кажется более темным.

В самых верхних слоях фотосферы температура достигает значения, близкого к 4000 К. При такой температуре и плотности 10 -3 — 10 -4 кг/м 3 водород оказывается практически нейтральным. Ионизовано только около 0,01% атомов, принадлежащих главным образом металлам. Однако выше в атмосфере температура, а вместе с ней и ионизация снова начинают расти, сначала медленно, а затем очень быстро. Область солнечной атмосферы, в которой температура растет вверх и происходит последовательная ионизация водорода, гелия и других элементов, называется хромосферой. Ее температура составляет десятки и сотни тысяч градусов. Она в виде блестящей розовой каемки видна вокруг темного диска Луны в редкие моменты полных солнечных затмений. Выше хромосферы температура солнечных газов достигает 10 6 — 2 • 10 6 К и далее на протяжении многих радиусов Солнца почти не меняется. Эта разреженная и горячая оболочка называется солнечной короной (рис. 76). В виде лучистого жемчужного сияния ее можно увидеть при полной фазе затмения Солнца, тогда она представляет собой поразительно красивое зрелище. «Испаряясь» в межпланетное пространство, газ короны образует постоянно текущий от Солнца поток горячей разреженной плазмы, называемый солнечным ветром.

Причиной нагрева верхних слоев солнечной атмосферы являются волновые движения вещества, возникающие в конвективной зоне Эти волны проходят через фотосферу и переносят в хромосферу и корону небольшую долю той механической энергии, которой обладают газы в конвективной зоне.

Лучше всего хромосферу и корону наблюдать со спутников и орбитальных космических станций в ультрафиолетовых и рентгеновских лучах.

Временами в отдельных областях фотосферы темные промежутки между гранулами увеличиваются, образуются небольшие округлые поры, некоторые из них развиваются в большие темные пятна, окруженные полутенью, состоящей из продолговатых, радиально вытянутых фотосферных гранул.

Впервые солнечные пятна наблюдал в телескоп Галилей. Он заметил, что они перемещаются по видимому диску Солнца. На этом основании он сделал вывод, что Солнце вращается вокруг своей оси.

Пятна — непостоянные образования. Число и форма пятен на Солнце непрерывно меняются (рис. 77). Обычно солнечные пятна появляются группами.

Около края солнечного диска вокруг пятен видны светлые образования, почти незаметные, когда пятна близки к центру солнечного диска. Эти образования называются факелами. Они гораздо контрастнее и видны по всему диску, если Солнце фотографировать не в белом свете, а в лучах, соответствующих спектральным линиям водорода, ионизованного кальция и некоторых других элементов. Такие фотографии называются спектрогелиограммами. По ним изучается структура более высоких слоев солнечной атмосферы и чаще всего хромосферы.

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

§21.3. Солнечная атмосфера и солнечная активность

Солнечную атмосферу также можно условно разделить на несколько слоев (рис. 74).

На фотографиях фотосферы (рис. 75) хорошо заметна ее тонкая структура в виде ярких «зернышек» — гранул размером в среднем около 1000 км, разделенных узкими темными промежутками. Эта структура называется грануляцией. Она оказывается следствием движения газов, которое происходит в расположенной под фотосферой конвективной зоне.

Рис. 75. Фотосфера с грануляцией и пятнами.

В самых верхних слоях фотосферы температура достигает значения, близкого к 4000 К. При такой температуре и плотности 10 -3 — 10 -4 кг/м 3 водород оказывается практически нейтральным. Ионизовано только около 0,01% атомов, принадлежащих главным образом металлам. Однако выше в атмосфере температура, а вместе с ней и ионизация снова начинают расти, сначала медленно, а затем очень быстро. Область солнечной атмосферы, в которой температура растет вверх и происходит последовательная ионизация водорода, гелия и других элементов, называется хромосферой. Ее температура составляет десятки и сотни тысяч градусов. Она в виде блестящей розовой каемки видна вокруг темного диска Луны в редкие моменты полных солнечных затмений. Выше хромосферы температура солнечных газов достигает 10 6 — 2•10 6 К и далее на протяжении многих радиусов Солнца почти не меняется. Эта разреженная и горячая оболочка называется солнечной короной (рис. 76). В виде лучистого жемчужного сияния ее можно увидеть при полной фазе затмения Солнца, тогда она представляет собой поразительно красивое зрелище. «Испаряясь» в межпланетное пространство, газ короны образует постоянно текущий от Солнца поток горячей разреженной плазмы, называемый солнечным ветром.

Рис. 76. Вид солнечной короны:
1 — в годы, когда пятен на Солнце много;
в промежуточную эпоху;
в годы, когда пятен мало.

Временами в отдельных областях фотосферы темные промежутки между гранулами увеличиваются, образуются небольшие округлые поры, некоторые из них развиваются в большие темные пятна, окруженные полутенью, состоящей из продолговатых, радиально вытянутых фотосферных гранул.

Угловая скорость вращения Солнца убывает от экватора к полюсам, точки на экваторе совершают полный оборот за 25 сут, а вблизи полюсов звездный период вращения Солнца увеличивается до 30 сут. За 25 сут Земля проходит дугу своей орбиты около 25° в том же направлении, в котором происходит вращение Солнца. Поэтому относительно земного наблюдателя период вращения Солнца почти на двое суток больше и пятно, находившееся в центре солнечного диска снова пройдет через центральный меридиан Солнца через 27 сут.

Рис. 77. Изменения видимого положения пятен на Солнце при его вращении.

Около края солнечного диска вокруг пятен видны светлые образования, почти незаметные, когда пятна близки к центру солнечного диска. Эти образования называются факелами Они гораздо контрастнее и видны по всему диску, если Солнце фотографировать не в белом свете, а в лучах, соответствующих спектральным линиям водорода, ионизованного кальция и некоторых других элементов. Такие фотографии называются спектрогелиограммами. По ним изучается структура более высоких слоев солнечной атмосферы и чаще всего хромосферы.

Количество активных областей и групп пятен на Солнце периодически меняется со временем в среднем в течение примерно 11 лет. Это явление называется циклом солнечной активности В начале цикла пятен почти нет, затем их количество увеличивается сначала вдали от экватора, а затем все ближе к нему. Через несколько лет наступает максимум количества пятен, или, как говорят, максимум солнечной активности, а после него происходит ее спад.

Главной особенностью пятен, а также факелов является присутствие магнитных полей. В пятаах индукция магнитного поля велика и достигает иногда 0,4—0,5 Тл, в факелах магнитное поле слабее.

Как правило, в группе пятен присутствуют два особенно крупных пятна — одно на западной, а другое на восточной стороне группы, которые имеют противоположную магнитную полярность, подобно двум полюсам подковообразного магнита.

Магнитные поля играют очень важную роль в солнечной атмосфере, оказывая сильное влияние на движение плазмы, ее плотность и температуру. В частности, увеличение яркости фотосферы в факелах и значительное ее уменьшение (до 10 раз) в области пятен вызвано соответственно усилением конвективных движений в слабом магнитном поле и сильным их ослаблением при большой индукции магнитного поля.

Черными пятна кажутся лишь по контрасту с более горячей и оттого более яркой фотосферой. Температура пятен составляет около 3700 К, поэтому в спектре пятна есть полосы поглощения простейших двухатомных молекул: СО, TiO, СН, CN и др., которые в более горячей фотосфере распадаются на атомы.

Хромосфера над факелами ярче благодаря большей температуре и плотности. Во время значительных изменений, происходящих в группах пятен, в небольшой области иногда возникают хромосферные вспышки: внезапно, за каких-нибудь 10—15 мин, яркость хромосферы сильно увеличивается, происходят выбросы мощных сгустков газа, ускоряются потоки горячей плазмы. В некоторых случаях отдельные заряженные частицы ускоряются до очень высоких значений энергии. Мощность солнечного радиоизлучения при этом обычно увеличивается в миллионы раз (всплески радиоизлучения).

В короне наблюдаются еще более грандиозные по размерам активные образования — протуберанцы. Они представляют собой исключительно разнообразные по форме и характеру своего движения облака более плотных газов по сравнению с веществом короны (рис. 78). Форма протуберанцев и их движение связаны с магнитными полями, проникающими из фотосферы в корону.

Рис. 78. Изменения протуберанца (1 ч 41 мин — нижний рисунок, 2 ч 57 мин — средний, 5 ч 33 мин — верхний).

Солнце оказывает огромное влияние на явления, происходящие на Земле. Коротковолновое его излучение определяет важнейшие физикохимические процессы в верхних слоях земной атмосферы. Видимые и инфракрасные лучи являются основными «поставщиками» тепла для Земли. В различных странах мира, в том числе и в нашей стране, проводятся работы по более широкому использованию солнечной энергии для хозяйственных и промышленных целей (выработка электроэнергии, отопление зданий и др. В будущем употребление энергии прямого солнечного излучения неизбежно возрастет.

Солнце не только освещает и согревает Землю. Проявлениям солнечной активности сопутствует возникновение целого ряда геофизических явлений. Важнейшие из них тесно связаны с хромосферными вспышками. Потоки заряженных частиц, ускоренные во вспышках, влияют на магнитное поле Земли и вызывают магнитные бури, которые приводят к проникновению заряженных частиц в более низкие слои атмосферы, отчего и возникают полярные сияния. Коротковолновое излучение Солнца усиливает ионизацию заряженных верхних слоев земной атмосферы (ионосферы), что сильно влияет на условия распространения радиоволн, иногда нарушая радиосвязь Оказалось, что активные процессы на Солнце, влияя на атмосферу и магнитное поле Земли, косвенным образом воздействуют и на сложные процессы органического мира — как животного, так и растительного. Эти воздействия и их механизм в настоящее время исследуются учеными.

Можно ли заметить невооруженным глазом (через темный фильтр) на Солнце пятно размером с Землю, если глаз различает предметы, видимые под углом не менее 2—3′?
Определите площадь солнечного пятна (рис. 75. Темный круг слева внизу от пятна соответствует размеру Земли в масштабе фотографии.)
Определите скорость подъема протуберанца (выразите ее в км/с), измеряя его положение на трех фотографиях (рис. 78. Для определения масштаба фотографии оцените радиус Солнца по его сегменту, видимому на рисунке ). Является ли движение этого протуберанца равномерным?
Считая, что яркость пропорциональна четвертой степени температуры и что температура фотосферы 6000 К, определите температуру солнечного пятна, если его яркость в 10 раз меньше чем яркость фотосферы.

Источник