Спектр химический состав солнца

§ 117. Спектр и химический состав Солнца

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч темных линий поглощения (рис. 123), называемых фраунгоферовыми по имени австрийского физика Фраунгофера, впервые описавшего эти линии в 1814 г.

Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезеленой части спектра, у длин волн 4300-5000 Е (см рис. 91). В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает.

Солнечный спектр далеко простирается в невидимые коротковолновую и длинноволновую области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца, полученные с ракет и искусственных спутников показывают, что до длин волн около 2000 Е характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, г темные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными (рис. 124).

Инфракрасная область солнечного спектра до 15 мк частично поглощается при прохождении сквозь земную атмосферу (рис. 125). Здесь расположены полосы молекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам, кислороду и углекислому газу. С Земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра между этими полосами. Для длин волн, больших 15 мк, поглощение становится полным, и спектр Солнца доступен наблюдениям только с больших высот или внеатмосферными методами. Поглощение спектра Солнца молекулами воздуха продолжает оставаться сильным вплоть до области радиоволн длиной около 1 см, для которых земная атмосфера снова становится прозрачной. При этом обнаруживается, что в радиодиапазоне интенсивность солнечного спектра значительно больше, чем должна быть у тела с температурой 6000°. Убывание интенсивности радиоспектра Солнца с ростом длины волны в диапазоне метровых волн происходит так же, как и у абсолютно черного тела, имеющего температуру в миллион градусов. Другой важной особенностью радиоизлучения Солнца является его переменность, увеличивающаяся с ростом длины волны. Этим радиодиапазон существенно отличается от видимой области спектра, интенсивность которой исключительно постоянна. Подобной же переменностью обладает и рентгеновское излучение Солнца.

Важнейшей особенностью солнечного спектра от длины волны около 1600 Е до инфракрасного диапазона является наличие темных фраунгоферовых линий поглощения. По длинам волн они в точности соответствуют линиям испускания разреженного светящегося газа. Появление их в поглощении в спектре солнечной атмосферы обусловлено значительно большей ее непрозрачностью к излучению в этих линиях, чем в соседнем непрерывном спектре. Тем самым в них мы наблюдаем излучение, исходящее от более наружных, а следовательно, и более холодных слоев. Дополнительное поглощение вызвано соответствующими атомами, которые возбуждаются за счет поглощенных квантов. Возбужденные атомы тут же переизлучают поглощенную энергию, причем одинаково по всем направлениям. Этот процесс называется атомным рассеянием. Он наиболее важен при образовании фраунгоферовых линий. Поэтому по их интенсивности можно судить о количестве рассеивающих атомов в атмосфере.

Самая сильная линия солнечного спектра находится в далекой ультрафиолетовой области. Это — резонансная линия водорода L_a (Лайман-альфа) с длиной волны 1216 Е (рис. 124).

В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии H и К ионизованного кальция (см. рис. 123). После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода Н _a , H _b , Н _g , затем резонансные линии натрия D ₁ и D ₂ , линии магния, железа, титана и других элементов (см. рис. 123). Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами примерно 70 известных химических элементов из таблицы Д.И. Менделеева и хорошо изученных в лаборатории. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путем установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, кальция, железа и многих других элементов.

Для количественного определения содержания различных химических элементов на Солнце необходимо применить метод, описанный в § 109. Результаты показывают, что вещество Солнца имеет тот же химический состав, что и другие космические объекты (кроме Земли и других планет), среднее содержание элементов в которых приведено в табл. 3.

Преобладающим элементом на Солнце является водород. По числу атомов его примерно в 10 раз больше, чем всех остальных элементов, и на его долю приходится около 70% всей массы Солнца (водород — самый легкий элемент).

Следующим по содержанию элементом является гелий — около 29% массы Солнца. На остальные элементы, вместе взятые, приходится чуть больше 1%. В некоторых случаях важно знать содержание элементов, обладающих определенными свойствами. Так, например, общее количество атомов металлов в атмосфере Солнца почти в 10 000 раз меньше, чем атомов водорода.

Источник

Спектр химический состав солнца

Солнечная система. Солнце

Солнце – ближайшая к нам звезда. Расстояние до него по астрономическим меркам невелико: лишь 8 минут идет свет от Солнца до Земли. Но как повезло нам, жителям Земли!

Часть 2. Спектр и химический состав Солнца

Теперь давайте поговорим о Солнце как о звезде. Простому обывателю кажется, что Солнце это нечто такое… огромное… самое большое тело во всей вселенной, но это отнюдь не так. Солнце в семействе звезд занимает место карлика. Если говорить точнее наше дневное светило – желтый карлик спектрального класса G2. Думаю здесь уместно рассказать, что такое спектр, какие спектральные классы звезд существуют и что это такое.

Вы видели радугу? Конечно же, видели. В кристалликах льда белый свет преломляется и разделяется на семь цветов. Видимый белый свет, пропустив через трехгранную призму, можно так же разделить на семь цветов (красный, оранжевый, желтый, зеленый, голубой, синий, фиолетовый). Почему же это происходит? Дело в том, что свет распространяется в виде электромагнитных волн. У каждого цвета частота λ (расстояние от гребня волны до гребня волны (рис. слева)) различна и колеблется от 0,4 мкм у красного цвета до 0,7 мкм у фиолетового. Это в той части спектра, которую способен видеть человеческий глаз. За красным цветом находится инфракрасные лучи, и радио волны, за фиолетовым ультрафиолетовые лучи, за ультрафиолетом идет рентгеновская часть спектра, дальше идут гамма-лучи.

Радиоволны — длинные, средние, короткие, ультракороткие
Инфракрасные лучи
Видимый свет
Ультрафиолетовые лучи
Рентгеновские лучи
γ-излучение

Спектры бывают нескольких видов.

Сплошной (непрерывный) спектр в виде радужной полоски дают непрозрачные раскаленные тела и плотные массы газа значительной протяженности. Линейчатый спектр испускания излучения дают пары и разряженные газы при сильном нагревании. Каждый газ излучает свет определенной длины волны и дает линейчатый спектр характерный только для данного элемента. Однако, изменение состояния газа или условий его свечения отражаются в спектре. Линейчатый спектр поглощения дают газы и пары, если за ними находится источник света дающий непрерывный спектр (например, звезда) В этом случае на фоне непрерывного спектра наблюдаются темные полосы поглощения, расположенные в тех местах, где должны находиться линии излучения какого либо газа. Вы должны были заметить, что звезды различны по цветам. Цвет звезды тесно связан с ее температурой. У холодных звезд цвет красный. С повышением температуры цвет переходит в оранжевый, желтый, голубой, белый. К тому же наличие металлов увеличивается с уменьшением температуры звезды. Таким образом, по спектру можно определить температуру звезды, ее химический состав. Звезды делятся на восемь основных спектральных классов:

Класс О. Температура фотосферы (см. ниже) звезд данного класса порядка 50 000 – 25 000 К (шкала кельвина имеет абсолютный ноль равный – 273,15°С). Для этого класса характерны линии однократно ионизированного гелия, дважды ионизированного калия. Металлов нет. Непрерывный фон распространяется далеко в ультрафиолетовую область (Звезды с яркими линиями в спектре носят название Вольфа – Райе)
Класс B. Температура порядка25 000 – 15 000 К. Выражены линии гелия в спектре. Линии водорода слабые.
Класс А. Температура 11 000 – 8 500 К. Линии водорода в этом классе достигают наибольшей интенсивности. Линии металлов слабые.
Класс F. Температура порядка 8 000 – 6 500 К. В спектре усиливаются линии металлов. Появляется линия углерода.
Класс G. Температуру этого класса 6 500 – 5 500 К. В спектре наблюдается полное развитие линий металлов. Наиболее интенсивны линии кальция.
Класс К. 5 500 – 4 000 К. Спектр, несмотря на то, что линии кальция все еще сильно выражены, определяется линиями металлов. Линии углерода интенсивны. Фиолетовая область спектра слабее красной. От класса К существует ответвление – класс RNC. К этому классу относятся холодные звезды температура фотосферы, которых порядка 3 00 К. Для их спектров характерны полосы поглощения молекул углерода, циана, окиси титана.
Класс М. Температура звезд этого класса лежит в пределах 4 000 – 2 500 К. Линии металлов заметны, но довольно слабые. Интенсивны линии поглощения окиси титана и других молекулярных соединений. Очень слабый фиолетовый конец видимого спектра.

Внутри каждого спектрального класса существует деление на подклассы. Всего в каждом классе 10 подклассов, обозначаемых цифрами от0 до 9. Так же могут быть дополнительные буквенные обозначения такие как e – эмиссионный спектр, р – пекулярный или неправильный, особый. В видимой области Солнечного излучения распространяется непрерывный спектр. На нем заметно несколько тысяч темных линий поглощения(именуемых фраунгоферовыми линиями по имени известного физика, впервые описавшего их) Наибольшей интенсивность непрерывный спектр достигает в сине-зеленой части спектра у длины волны 4 300 – 5 000 А.В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает. Солнечный спектр далеко простирается в невидимую коротковолновую и длинноволновую области спектра. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра солнца показали, что до длин волн около 2000А характер солнечного спектра такой же как и в видимой области, однако в более коротковолновой области он резко меняется; интенсивность непрерывного спектра быстро падает, а темные фраунгоферовы линии сменяются на яркие эмиссионными. Инфракрасная область спектра до 15 микрон частично поглощается при прохождении через атмосферу земли. Здесь расположены полосы молекулярного поглощения, принадлежащие в основном водяным парам, кислороду, углекислому газу. С земли видны лишь некоторые участки солнечного спектра между этими полосами. Для длин волн более 15 микрон, поглощение становиться полным, вследствие чего наблюдение областей доступно только на больших высотах или внеатмосферными методами. Поглощение спектра солнца земной атмосферой продолжает оставаться значительным вплоть до области радиоволн длиной около 1 сантиметра. Для волн данной длинны атмосфера нашей планеты становиться прозрачной. При этом обнаруживается интересная особенность. Интенсивность изучения в этой области значительно больше, чем должна быть у тела с температурой порядка 6 000 К. Возникновение фраунгоферовых линий связанно с тем, что излучение в некоторых участках непрерывного спектра поглощается расположенными выше слоями. Если остановиться на этом вопросе более подробно, то механизм таков. За счет поглощения энергии происходит фотоэлектрическое возбуждение атомов, за которым следует спонтанное излучение. Такое переизлучения поглощенной энергии называется атомным рассеянием. Этот процесс является наиболее важным в образовании фраунгоферовых линий. Энергия, поступившая снизу, рассеивается (переизлучается) атомом во всех направлениях. То есть получается что излучение идеен не прямо на приемник которым мы пользуемся, при рассеивании лишь какая -то часть попадет на приемник. Как следствие этого мы имеем области с меньшим потоком излучения, по сравнению с общим фоном. Само собой разумеется, что эти области находятся в спектре на местах соответствующих атомам того или иного элемента.

Теперь мы можем перейти к изучению химического состава Солнца. Судя по спектральному классу, температура фотосферы Солнца около 6 000 К. В составе преобладает водород, второе место занимает гелий. Имеются в составе металлы. Преобладающим элементом в составе солнца является водород (около 70% от общей массы). Второе место занимает гелий(около 29% от общей массы) на остальные элементы приходиться порядка 1% (рис. слева)

Литература и источники:

Б. А. Воронцов-Вельяминов, «Очерки о Вселенной» М 1976
Т. А. Агекян, «Звезды, галактики, метагалактика» М 1981
Б. М. Яворский, Ю. А. Селезнева, Справочное руководство по физике М 1989
Т. Редже, «Этюды о вселенной» М 1985
В. Г. Горбацкий, Космические взрывы. М 1979
П. И. Бакулин, Э. В. Кононович, В. И. Мороз, «Курс общей астрономии» М 1970

Источник

5.2. Солнце

Солнце с борта космического корабля

Солнце — типичная звезда, свойства которой изучены подробнее и лучше, чем других звезд, благодаря ее исключительной близости к Земле. Как и для всякой звезды, основными характеристиками Солнца являются радиус, масса и светимость. Солнце представляется почти кругом (сжатие, обусловленное медленным вращением составляет около 10 –5 ) с резко очерченным краем, или лимбом. Т. к. у газового шара не может быть границы, то под краем Солнца понимают фотометрический край, который определяется резким спадом в распределении яркости Солнца вблизи лимба для излучения с длиной волны 500 нм.

Видимый радиус Солнца несколько меняется в течение года вследствие изменения расстояния Земли от Солнца, вызванного эллиптичностью земной орбиты. Когда Земля в перигелии (начало января) видимый диаметр Солнца составляет 33’31», а в афелии (начало июля) — 32’35». На среднем расстоянии от Земли (1 а. е.) видимый радиус Солнца составляет 960″, что соответствует линейному радиусу R_Sun = 149.6 × 10 6 км × 960″/206265″ = 696000 км ≈ 109R_Terra. Поверхность сферы, описанной вокруг центра Солнца радиусом R_Sun, можно назвать условной поверхностью Солнца потому, что она близка к верхнему слою основной, самой глубокой части солнечной атмосферы (фотосферы), где достигается температурный минимум и наибольшая непрозрачность газов. Именно эти их свойства и обеспечивают резкость видимого края Солнца. Масса Солнца может быть найдена из третьего закона Кеплера, применённого для Солнца и какого-либо из обращающихся вокруг него тел: M_Sun = 1,99 × 10 33 г ≈ 2 × 10 30 кг = 330000m_Terra. Средняя плотность вещества Солнца ‹ρ› = 1.41 г/см 3 .

Солнечная постоянная в 1978 — 2003 годах

Энергетическая освещённость от Солнца на расстоянии 1 а. е. называется солнечной постоянной и определяется как полное количество лучистой солнечной энергии, проходящей за единицу времени через единицу площади, перпендикулярной направлению на Солнце и расположенную за пределами земной атмосферы на расстоянии 1 а. е. В настоящее время значение солнечной постоянной известно с погрешностью около ±0,3%: Q = 1366 ± 4 Вт/м 2 . Произведение этой величины на площадь сферы радиусом 1 а. е. даёт полное количество энергии, излучаемой Солнцем по всем направлениям в единицу времени, т. е. его болометрическую светимость, которая равна 3,84 × 10 26 Дж/с. Единица условной поверхности Солнца (1 м 2 ) излучает 63,1 МВт.

5.2.2. Спектр и излучение в различных областях спектра. Химический состав

Спектр солнечного излучения

Почти всё наблюдаемое солнечное излучение (за исключением потока нейтрино, возникающих в центре Солнца) приходит из внешних слоёв Солнца, которые называются солнечной атмосферой.

Спектр излучения Солнца в видимом диапазоне

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на который накладывается несколько десятков тысяч тёмных линий поглощения, называемых фраунгоферовыми по имени немецкого физика Йозефа Фраунгофера, описавшего эти линии в 1814 г. Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в сине-зелёной части спектра, в области длин волн 4300 – 5000 Å. В обе стороны от максимума интенсивность солнечного излучения убывает. Солнечный спектр далеко простирается в коротковолновую (УФ и далее) и длинноволновую (ИК и далее) области. Результаты внеатмосферных наблюдений спектра Солнца, показывают, что до длин волн около 2000 Å характер солнечного спектра такой же, как и в видимой области. Однако в более коротковолновой области он резко меняется: интенсивность непрерывного спектра быстро падает, а тёмные фраунгоферовы линии сменяются яркими эмиссионными.

Солнце в УФ диапазоне

Солнце на длине волны H-α

Важнейшей особенностью солнечного спектра от длины волны около 1600 Å до ИК диапазона является наличие фраунгоферовых линий поглощения. По длинам волн они в точности соответствуют линиям излучения различных элементов в спектре разреженного светящегося газа. Появление их в поглощении в спектре солнечной атмосферы обусловлено значительно большей ее непрозрачностью к излучению в этих линиях, чем в соседнем непрерывном спектре. Тем самым в них наблюдается излучение, исходящее от более наружных, а, следовательно, и более холодных слоев. Характер (форма, интенсивность, ширина) линий поглощения позволяет судить о температуре на разных глубинах в атмосфере Солнца, а также об относительном числе поглощающих атомов различных химических элементов в атмосфере Солнца.

Солнце на длине волны Ly-α

Самая сильная линия поглощения солнечного спектра находится в далекой УФ области — резонансная линия водорода Ly-α с длиной волны 1216 Å. Однако на эту длину волны приходится также самая мощная линия излучения солнечного спектра — та же линия Ly-α, но возникшая в более высоких слоях атмосферы.

Солнце в рентгеновском диапазоне

В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии ионизованного кальция. После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода, затем резонансные линии натрия, линии магния, железа, титана и других элементов. Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами более 80 известных химических элементов из таблицы Менделеева и хорошо изученных в лаборатории. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Таким путём установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, кальция, железа и многих других элементов. Преобладающим элементом на Солнце является водород. По числу атомов его примерно в 10 раз больше, чем всех остальных элементов вместе взятых, и на его долю приходится около 70% всей массы Солнца. Следующим по распространённости элементом является гелий — около 28% массы Солнца. На остальные элементы, вместе взятые, приходится не более 2%. В некоторых случаях важно знать содержание элементов, обладающих определенными свойствами. Так, например, общее количество атомов металлов в атмосфере Солнца почти в 10000 раз меньше, чем атомов водорода.

Your browser does not support the video tag.

Наблюдения за Солнцем в различных спектральных диапазонах в течение трёх лет

5.2.3. Внутреннее строение Солнца

Строение Солнца: 1 – ядро, 2 – зона лучистого равновесия, 3 – конвективная зона, 4 – фотосфера, 5 – хромосфера, 6 – корона, 7 – пятна, 8 – грануляция, 9 – протуберанец

Ядро. Центральная часть Солнца с радиусом около 150000 км (0,2 – 0,25 радиуса Солнца), в которой происходят термоядерные реакции, называется солнечным ядром. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150000 кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды и в

6,6 раз выше плотности самого тяжёлого металла на Земле — иридия), а температура в центре ядра — более 14 млн. К. Поскольку наибольшие температуры и плотности должны быть в центральных частях Солнца, ядерные реакции и сопровождающее их энерговыделение наиболее интенсивно происходят вблизи самого центра Солнца. В ядре наряду с протон-протонной реакцией заметную роль играет углеродный цикл. В результате только протон-протонной реакции каждую секунду в энергию превращаются 4,26 млн. тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца — 2 × 10 27 тонн. Кроме энергии, уносимой в процессе термоядерных реакций γ-квантами, а также непосредственно в виде кинетической энергии возникающих частиц, важную роль играет образование нейтрино, поток которых пронизывает Землю. Зона лучистого равновесия. По мере удаления от центра Солнца температура и плотность становятся меньше, выделение энергии за счёт углеродного цикла быстро прекращается, и вплоть до расстояния 0,2–0,3 радиуса температура становиться меньше 5 млн. К, также существенно падает плотность. В результате ядерные реакции здесь практически не происходят. Эти слои только передают наружу излучение, возникшее на большей глубине. Существенно, что вместо каждого поглощенного кванта большой энергии частицы, как правило, излучают несколько квантов меньших энергий в результате последовательных каскадных переходов. Поэтому вместо γ-квантов возникают рентгеновские, вместо рентгеновских — УФ, которые, в свою очередь, уже в наружных слоях «дробятся» на кванты видимого и теплового излучения, окончательно испускаемого Солнцем. Та часть Солнца, в которой выделение энергии за счет ядерных реакций несущественно и происходит процесс переноса энергии только путём поглощения излучения и последующего переизлучения, называется зоной лучистого равновесия. Она занимает область примерно от 0,3 до 0,7 радиуса Солнца. Конвективная зона. Выше уровня лучистого равновесия в переносе энергии начинает принимать участие само вещество. Непосредственно под наблюдаемыми внешними слоями Солнца, на протяжении около 0,3 его радиуса, образуется конвективная зона, в которой энергия переносится конвекцией. В конвективной зоне возникает вихревое перемешивание плазмы. По современным данным, роль конвективной зоны в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества и магнитные поля.

Your browser does not support the video tag.

Внутреннее строение Солнца

5.2.4. Строение атмосферы Солнца

Самые внешние слои Солнца (атмосферу Солнца) принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону. Фотосфера. Фотосферой называется та часть солнечной атмосферы, в которой образуется видимое излучение, имеющее непрерывный спектр. Таким образом, в фотосфере излучается практически вся приходящая к нам солнечная энергия. Фотосфера видна при непосредственном наблюдении Солнца в белом свете в виде кажущейся его «поверхности». Толщина фотосферы, т. е. протяжённость слоёв, откуда приходит более 90% излучения в видимом диапазоне, менее 200 км, т. е. около 3 × 10 –4 R_Sun. Как показывают расчёты, при наблюдении по касательной к таким слоям их видимая толщина уменьшается в несколько раз, вследствие чего вблизи самого края солнечного диска (лимба) наиболее быстрое падение яркости происходит на протяжении менее 10 –4 R_Sun. По этой причине край Солнца кажется исключительно резким. Концентрация частиц в фотосфере составляет 10 16 –10 17 в 1 см³ (в обычных условиях в 1 см³ земной атмосферы содержится 2,7 × 10 19 молекул). Давление в фотосфере около 0,1 атм., а температура фотосферы составляет 5000 – 7000 К. В таких условиях атомы с потенциалами ионизации в несколько вольт (Na, K, Ca) ионизуются. Остальные элементы, в том числе и водород, остаются преимущественно в нейтральном состоянии. Отрицательные ионы водорода в фотосфере. Фотосфера — единственная на Солнце область нейтрального водорода. Однако в результате незначительной ионизации водорода и практически полной ионизации металлов в ней все же имеются свободные электроны. Эти электроны играют исключительно важную роль: соединяясь с нейтральными атомами водорода, они образуют отрицательные ионы водорода Н – . Отрицательные ионы водорода образуются в ничтожном количестве: из 100 млн. водородных атомов в среднем только один превращается в отрицательный ион. Ионы Н – обладают свойством необычайно сильно поглощать излучение, особенно в ИК и видимой областях спектра. Поэтому, несмотря на свою ничтожную концентрацию, отрицательные ионы водорода являются основной причиной, определяющей поглощение фотосферным веществом излучения в видимой области спектра. Связь второго электрона с атомом очень слабая, и поэтому даже фотоны ИК-диапазона могут разрушить отрицательный ион водорода. Излучение же происходит при захвате электронов нейтральными атомами. Образующиеся при захвате фотоны и определяют свечение фотосфер Солнца и звёзд, близких к нему по температуре. Т. о., желтоватый свет Солнца, который принято называть «белым», возникает при присоединении к атому водорода ещё одного электрона. Сродство к электрону нейтрального атома H составляет 0,75 эВ. При присоединении к атому Н электрона (е) с энергией, большей чем 0,75 эВ, её избыток уносится электромагнитным излучением, значительная часть которого попадает в видимый диапазон: e + H → H – + ħω.

Грануляция. Наблюдения фотосферы позволяют обнаружить её тонкую структуру, напоминающую тесно расположенные кучевые облака. Светлые округлые образования называются гранулами, а вся структура — грануляцией. Угловые размеры гранул в среднем составляют не более 1″ дуги, что соответствует 725 км на Солнце. Каждая отдельная гранула существует в среднем 5–10 минут, после чего она распадается, а на её месте возникают новые. Гранулы окружены темными промежутками, образующими как бы ячейки или соты. Спектральные линии в гранулах и в промежутках между ними смещены соответственно в синюю и красную сторону. Это означает, что в гранулах вещество поднимается, а вокруг них опускается. Скорость этих движений составляет 1–2 км/с. Грануляция — наблюдаемое в фотосфере проявление конвективной зоны, расположенной под фотосферой. В конвективной зоне происходит активное перемешивание вещества в результате подъема и опускания отдельных масс газа (элементов конвекции). Пройдя путь, примерно равный своим размерам, они как бы растворяются в окружающей среде, порождая новые неоднородности. В наружных, более холодных слоях, размеры этих неоднородностей меньше. Хромосфера и акустические колебания Солнца. В наружных слоях фотосферы, где плотность уменьшается до значения 3 × 10 –8 г/см³, температура достигает значений ниже 4200 К. Это значение температуры оказывается минимальным для всей солнечной атмосферы. В более высоких слоях температура снова начинает возрастать. Сначала происходит медленное возрастание температуры до нескольких десятков тысяч кельвинов, сопровождающееся ионизацией водорода, а затем и гелия. Эта часть солнечной атмосферы называется хромосферой.

Формы «пятиминутных» колебаний Солнца (компьютерная модель)

Причиной такого сильного разогрева самых внешних слоев солнечной атмосферы является энергия акустических (звуковых) волн, которые, возникают в фотосфере в результате движения элементов конвекции. В самых верхних слоях конвективной зоны, непосредственно под фотосферой, конвективные движения резко тормозятся и конвекция внезапно прекращается. Т. о., фотосфера снизу постоянно как бы «бомбардируется» конвективными элементами. От этих ударов в ней возникают возмущения, наблюдаемые в виде гранул, а сама она приходит в колебательное движение с периодом, соответствующим частоте собственных колебаний фотосферы (около 5 минут). Эти колебания и возмущения, возникающие в фотосфере, порождают в ней волны, по своей природе близкие к звуковым волнам в воздухе. При распространении вверх, т. е. в слои с меньшей плотностью, эти волны увеличивают свою амплитуду до нескольких километров и превращаются в ударные волны.

Спикулы. Протяжённость хромосферы составляет несколько тысяч км. Хромосфера имеет эмиссионный спектр, состоящий из ярких линий. Этот спектр очень похож на спектр Солнца, в котором все линии поглощения заменены на линии излучения, а непрерывный спектр почти отсутствует. Однако в спектре хромосферы линии ионизованных элементов сильнее, чем в спектре фотосферы. В частности, в спектре хромосферы очень сильны линии гелия, в то время как в фраунгоферовом спектре они практически не видны. Эти особенности спектра подтверждают рост температуры в хромосфере. При изучении изображений хромосферы прежде всего обращает на себя внимание её неоднородная структура, значительно резче выраженная, чем грануляция в фотосфере.

Хромосферная сетка на длине волны 304 Å

Наиболее мелкие структурные образования в хромосфере называются спикулами. Они имеют продолговатую форму, причем вытянуты преимущественно в радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч км, а толщина — около 1000 км. Со скоростями в несколько десятков км/с спикулы поднимаются из хромосферы в корону и растворяются в ней. Через спикулы происходит обмен вещества хромосферы с вышележащей короной. На Солнце одновременно существуют сотни тысяч спикул. Спикулы в свою очередь образуют более крупную структуру, называемую хромосферной сеткой, порожденную волновыми движениями, вызванными значительно большими и более глубокими элементами подфотосферной конвективной зоны, чем гранулы. Хромосферная сетка лучше всего видна на изображениях в сильных линиях в далёкой УФ области спектра, например, в резонансной линии 304 Å ионизированного гелия. Хромосферная сетка состоит из отдельных ячеек размером от 30 до 60 тыс. км. Корона. В верхних слоях хромосферы, где плотность газа составляет всего 10 –15 г/см³, происходит еще одно необычайно резкое увеличение температуры, примерно до миллиона кельвинов. Здесь начинается самая внешняя и наиболее разреженная часть атмосферы Солнца, называемая солнечной короной.

Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы, и не превышает яркости Луны в полнолуние. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во время полной фазы солнечных затмений, а вне затмений — с помощью специальных телескопов (коронографов), в которых устраивается искусственное затмение Солнца. Корона не имеет резких очертаний и обладает неправильной формой, сильно меняющейся со временем. Об этом можно судить, сопоставляя её изображения, полученные во время различных затмений. Наиболее яркую часть короны, удалённую от лимба не более, чем на 0,2–0,3 радиуса Солнца, принято называть внутренней короной, а остальную, весьма протяженную часть, — внешней короной. Важной особенностью короны является её лучистая структура. Лучи бывают различной длины вплоть до десятка и более солнечных радиусов. У основания лучи обычно утолщаются, некоторые из них изгибаются в сторону соседних. Спектр короны обладает рядом важных особенностей. Основой его является слабый непрерывный фон с распределением энергии, повторяющим распределение энергии в непрерывном спектре Солнца. На фоне этого непрерывного спектра во внутренней короне наблюдаются яркие эмиссионные линии, интенсивность которых уменьшается по мере удаления от Солнца. Большинство из этих линий не удается получить в лабораторных спектрах. Во внешней короне наблюдаются фраунгоферовы линии солнечного спектра, отличающиеся от фотосферных относительно большей остаточной интенсивностью. Излучение короны поляризовано, причем на расстоянии около 0,5R_Sun от края Солнца поляризация увеличивается примерно до 50%, а на больших расстояниях — снова уменьшается. Излучение короны является рассеянным светом фотосферы, а поляризованность этого излучения позволяет установить природу частиц, на которых происходит рассеяние – это свободные электроны. Появление этих свободных электронов может быть вызвано только ионизацией вещества. Однако в целом ионизованный газ (плазма) должен быть нейтрален. Следовательно, концентрация ионов в короне также должна соответствовать концентрации электронов. Эмиссионные линии солнечной короны принадлежат обычным химическим элементам, но находящимся в очень высоких стадиях ионизации. Наиболее интенсивная — зеленая корональная линия с длиной волны 5303 Å — испускается ионом Fe XIV, т. е. атомом железа, лишенным 13 электронов. Другая интенсивная — красная корональная линия (6374 Å) — принадлежит атомам девятикратно ионизованного железа Fe X. Остальные эмиссионные линии отождествлены с ионами Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Са XII, Са XV, Ar X и др. Таким образом, солнечная корона представляет собой разреженную плазму с температурой около миллиона кельвинов. Фраунгоферова корона. Во внешней короне степень поляризации излучения уменьшается, что говорит о наличии неполяризованной части излучения, доля которой растет с высотой. Эта неполяризованная составляющая является причиной появления во внешней короне фраунгоферовых линий. Поэтому она называется фраунгоферовой короной. Фраунгоферова корона не имеет отношения к солнечной атмосфере. Она представляет собой свет Солнца, рассеянный на мелких межпланетных пылинках, расположенных в пространстве между Землей и Солнцем. Рассеивая свет, они очень слабо его поляризуют. Эти пылинки обладают свойством рассеивать большую часть падающего на них излучения в том же направлении. Поэтому наибольшую интенсивность рассеяние на пылинках дает вблизи Солнца, создавая при этом впечатление «ложной короны».

Корональные дыры. На рентгеновских изображениях Солнца обнаружено множество образований в солнечной короне, не видимых в оптической области. Яркие активные области состоят из систем тонких протяжённых волокон или трубок в виде петель, совпадающих с направлением силовых линий магнитных полей. Трубки магнитного поля заполнены горячей корональной плазмой, нагретой до температуры, превышающей 2 млн. кельвинов. Рядом с яркими областями свечения короны над пятнами наблюдаются обширные тёмные области, не связанные ни с какими заметными образованиями в видимом диапазоне. Они называются корональными дырами и связаны с участками солнечной атмосферы, в которых магнитные силовые линии не образуют петель и вытянуты радиально далеко от Солнца. Такая «открытая» магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.

Your browser does not support the video tag.

Корональные выбросы массы

5.2.5. Активные образования в солнечной атмосфере. Цикличность солнечной активности

Солнце на длине волны H-α (слева) и магнитограмма Солнца (справа)

Временами в солнечной атмосфере возникают быстро меняющиеся активные образования, резко отличающиеся от окружающих невозмущенных областей, свойства и структура которых совсем или почти совсем не меняются со временем. В фотосфере, хромосфере и короне проявления солнечной активности весьма различны. Однако все они связаны общей причиной. Такой причиной является магнитное поле, всегда присутствующее в активных областях. Происхождение и причина изменений магнитных полей на Солнце до конца не выяснены. Магнитные поля могут быть сконцентрированы в каком-либо слое Солнца (например, у основания конвективной зоны), а периодические усиления магнитных полей могут быть обусловлены дополнительными возбуждениями токов в солнечной плазме. Наиболее распространёнными проявлениями солнечной активности являются пятна, факелы, флоккулы, протуберанцы.

Your browser does not support the video tag.

Солнечные пятна. Наиболее известным проявлением солнечной активности являются солнечные пятна, возникающие, как правило, целыми группами.

Солнечное пятно появляется в виде крошечной пóры, едва отличающейся от тёмных промежутков между гранулами. Через день пора развивается в круглое тёмное пятно с резкой границей, диаметр которого постепенно увеличивается вплоть до размеров в несколько десятков тысяч км. Это явление сопровождается плавным увеличением напряжённости магнитного поля, которое в центре крупных пятен достигает нескольких тысяч эрстед. Величину магнитного поля определяют по зеемановскому расщеплению спектральных линий. Иногда возникает несколько мелких пятен в пределах небольшой области, вытянутой параллельно экватору, — группа пятен. Отдельные пятна преимущественно появляются на западном и восточном краях области, где сильнее других развиваются дна пятна — ведущее (западное) и хвостовое (восточное). Магнитные поля обоих главных пятен и примыкающих к ним мелких всегда обладают противоположной полярностью, и поэтому такую группу пятен называют биполярной.

Группа солнечных пятен

Через 3–4 дня после появления больших пятен вокруг них возникает менее тёмная полутень, имеющая характерную радиальную структуру. Полутень окружает центральную часть пятна, называемую тенью. С течением времени площадь, занимаемая группой пятен, постепенно возрастает, достигая наибольшей величины примерно на десятый день. После этого пятна начинают постепенно уменьшаться и исчезать, сначала наиболее мелкие из них, затем хвостовое (предварительно распавшись на несколько пятен), наконец, ведущее. В целом весь этот процесс длится около двух месяцев, однако многие группы солнечных пятен не успевают пройти всех описанных стадий и исчезают раньше. Центральная часть пятна только кажется чёрной из-за большой яркости фотосферы. На самом деле, в центре пятна яркость меньше только на порядок, а яркость полутени составляет примерно 3/4 от яркости фотосферы. На основании закона Стефана – Больцмана это означает, что температура в пятне на 2–2,5 тыс. К меньше, чем в фотосфере.

Структура солнечного пятна

Понижение температуры в пятне объясняется влиянием магнитного поля на конвекцию. Сильное магнитное поле тормозит движения вещества, происходящие поперек силовых линий. Поэтому в конвективной зоне под пятном ослабляется циркуляция газов, которая переносит из глубины наружу существенную часть энергии. В результате температура пятна оказывается меньше, чем в невозмущенной фотосфере. Большая концентрация магнитного поля в тени ведущего и хвостового пятна наводит на мысль, что основная часть магнитного потока активной области на Солнце заключена в гигантской трубке силовых линий, выходящих из тени пятна северной полярности и входящей обратно в пятно южной полярности. Однако из-за большой проводимости солнечной плазмы и явления самоиндукции магнитные поля напряжённостью в несколько тысяч эрстед не могут ни возникнуть, ни исчезнуть за несколько дней, соответствующих времени появления и распада группы пятен. Таким образом, можно предположить, что магнитные трубки находятся где-то в конвективной зоне, а возникновение групп солнечных пятен связано с всплыванием таких трубок. Факелы. В невозмущенных областях фотосферы имеется лишь общее магнитное поле Солнца, напряженность которого составляет около 1 Э. В активных областях напряженность магнитного поля увеличивается в сотни и даже тысячи раз.

Небольшое усиление магнитного поля до десятков и сотен эрстед сопровождается появлением в фотосфере более яркой области, называемой факелом. В общей сложности факелы могут занимать значительную долю всей видимой поверхности Солнца. Они отличаются характерной тонкой структурой и состоят из многочисленных прожилок, ярких точек и узелков — факельных гранул. Лучше всего факелы видны на краю солнечного диска (здесь их контраст с фотосферой составляет около 10%), в то время как в центре они почти совсем не видны. Это означает, что на некотором уровне в фотосфере факел горячее соседней невозмущенной области на 200–300 К и в целом слегка выступает над уровнем невозмущённой фотосферы. Возникновение факела связано с важным свойством магнитного поля — препятствовать движению ионизованного вещества, происходящему поперек силовых линий. Если магнитное поле обладает достаточно большой энергией, то оно «допускает» движение вещества только вдоль силовых линий. Слабое магнитное поле в области факела не может остановить сравнительно мощных конвективных движений. Однако оно может придать им более правильный характер. Обычно каждый элемент конвекции, помимо общего подъема или опускания по вертикали, совершает небольшие беспорядочные движения в горизонтальной плоскости. Эти движения, приводящие к возникновению трения между отдельными элементами конвекции, тормозятся магнитным полем, имеющимся в области факела, что облегчает конвекцию и позволяет горячим газам подняться на большую высоту и перенести больший поток энергии. Т. о., появление факела связано с усилением конвекции, вызванным слабым магнитным полем. Факелы — относительно устойчивые образования. Они без особых изменений могут существовать в течение нескольких недель и даже месяцев.

Флоккулы. Хромосфера над пятнами и факелами увеличивает свою яркость, причем контраст между возмущённой и невозмущённой хромосферой растет с высотой. Эти более яркие области хромосферы называются флоккулами. Увеличение яркости флоккула по сравнению с окружающей невозмущенной хромосферой не дает оснований для определения его температуры, так как в разряженной и весьма прозрачной для непрерывного спектра хромосфере связь между температурой и излучением не подчиняется законам Планка и Стефана – Больцмана. Повышение яркости флоккула в центральных частях можно объяснить увеличением плотности вещества в хромосфере в 3–5 раза при почти неизменном значении температуры, или при слабом ее увеличении. Солнечные вспышки. В хромосфере и короне, чаще всего в небольшой области между развивающимися пятнами, особенно вблизи границы раздела полярности сильных магнитных полей, наблюдаются самые мощные и быстро развивающиеся проявления солнечной активности, называемые солнечными вспышками.

В начале вспышки яркость одного из светлых узелков флоккула внезапно подрастает. Часто менее, чем за минуту сильное излучение распространяется вдоль длинного жгута или заливает целую область протяженностью в десятки тысяч км. В видимой области спектра усиление свечения происходит главным образом в спектральных линиях водорода, ионизованного кальция и других металлов. Уровень непрерывного спектра также возрастает, иногда настолько сильно, что вспышка становится заметной в белом свете на фоне фотосферы. Одновременно с видимым излучением сильно возрастает интенсивность УФ и рентгеновского излучения, а также мощность солнечного радиоизлучения. Во время вспышек наблюдаются самые коротковолновые (т. е. наиболее «жёсткие») рентгеновские спектральные линии и даже в некоторых случаях γ-излучение. Всплеск всех этих видов излучения происходит за несколько минут. После достижения максимума уровень излучения постепенно ослабевает в течение нескольких десятков минут. Все перечисленные явления объясняются выделением большого количества энергии неустойчивой плазмы, находящейся в области очень неоднородного магнитного поля. В результате взаимодействия магнитного поля и плазмы значительная часть энергии магнитного поля переходит в тепло, нагревая газ до температуры в десятки миллионов кельвинов, а также идет на ускорение облаков плазмы. Одновременно с ускорением макроскопических облаков плазмы относительные движения плазмы и магнитных полей приводят к ускорению отдельных частиц до высоких энергий: электронов до десятков кэВ и протонов до десятков МэВ. Поток таких солнечных частиц оказывает существенное воздействие на верхние слои атмосферы Земли и её магнитное поле.

Your browser does not support the video tag.

«Каньон» в солнечной атмосфере

Протуберанцы. Активными образованиями, наблюдаемыми в короне, являются протуберанцы. По сравнению с окружающей их плазмой это более плотные и «холодные» облака, светящиеся примерно в тех же спектральных линиях, что и хромосфера.

Классификация протуберанцев. Класс I, или спокойные (долгоживущие): А – частокол, B – занавес, пламя, пропеллер, C – дуга, дуга-платформа, D – шапка, неправильная дуга, фрагмент, E – оторванное извержение; класс II, или активные (ассоциированные со вспышками, подвижные или временные): F – эруптивный протуберанец, G – выброс, H – веерообразный протуберанец, I – петли от произошедшей вспышки

Протуберанцы бывают весьма различных форм и размеров. Чаще всего это длинные, очень плоские образования, расположенные почти перпендикулярно к поверхности Солнца. Поэтому в проекции на солнечный диск протуберанцы выглядят в виде изогнутых волокон. Протуберанцы — наиболее грандиозные образования в солнечной атмосфере, их длина достигает сотен тысяч км, хотя ширина не превышает 6000–10000 км. Нижние их части сливаются с хромосферой, а верхние простираются на десятки тысяч км. Однако встречаются протуберанцы и значительно больших размеров. Через протуберанцы постоянно происходит обмен вещества хромосферы и короны. Об этом свидетельствуют часто наблюдаемые движения как самих протуберанцев, так и отдельных их частей, происходящие со скоростями в десятки и сотни км/с.

Возникновение, развитие и движение протуберанцев тесно связано с эволюцией групп солнечных пятен. На первых стадиях развития активной области пятен образуются короткоживущие и быстро меняющиеся протуберанцы вблизи пятен. На более поздних стадиях возникают устойчивые спокойные протуберанцы, существующие без заметных изменений в течение нескольких недель, и даже месяцев, после чего внезапно может наступить стадия активизации протуберанца, проявляющаяся в возникновении сильных движений, выбросов вещества в корону и появлении быстро движущихся эруптивных протуберанцев. Эруптивные, или изверженные – по виду напоминают громадные фонтаны, достигающие высот до 1,7 млн. км над поверхностью Солнца. Движения сгустков вещества в них происходят быстро; извергаются со скоростями в сотни км/с и довольно быстро изменяют свои очертания. При увеличении высоты протуберанец слабеет и рассеивается. В некоторых протуберанцах наблюдались резкие изменения скорости движения отдельных сгустков. Эруптивные протуберанцы непродолжительны.

Your browser does not support the video tag.

Эруптивный протуберанец Granddaddy

Цикл солнечной активности. Все рассмотренные активные образования в солнечной атмосфере тесно связаны между собой. Возникновение факелов и флоккулов всегда предшествует появлению пятен. Вспышки возникают во время наиболее быстрого роста группы пятен или в результате происходящих в них сильных изменений. В это же время возникают протуберанцы, которые часто продолжают долгое время существовать после распада активной области. Совокупность всех проявлений солнечной активности, связанных с данным участком атмосферы и развивающихся в течение определенного времени, называется центром солнечной активности. Количество пятен и других связанных с ними проявлений солнечной активности периодически меняется. Эпоха, когда количество центров активности наибольшее, называется максимумом солнечной активности, а когда их совсем или почти совсем нет, — минимумом.

В качестве меры степени солнечной активности пользуются т. н. числами Вольфа, пропорциональными сумме общего числа пятен f и удесятеренного числа их групп g: W = k(f + 10g). Коэффициент пропорциональности k зависит от мощности применяемого инструмента. Обычно числа Вольфа усредняют (например, по месяцам или годам) и строят график зависимости солнечной активности от времени. Кривая солнечной активности демонстрирует, что максимумы и минимумы чередуются в среднем через каждые 11 лет, хотя промежутки времени между отдельными последовательными максимумами могут колебаться в пределах от 7 до 17 лет. В эпоху минимума в течение некоторого времени пятен на Солнце, как правило, совсем нет. Затем они начинают появляться далеко от экватора, примерно на широтах ±35°. В дальнейшем зона пятнообразования постепенно спускается к экватору. Однако в областях, удаленных от экватора меньше чем на 8°, пятна бывают очень редко.

Важной особенностью цикла солнечной активности является закон изменения магнитной полярности пятен. В течение каждого 11-летнего цикла все ведущие пятна биполярных групп имеют некоторую полярность в северном полушарии и противоположную в южном. То же самое справедливо для хвостовых пятен, у которых полярность всегда противоположна полярности ведущего пятна. В следующем цикле полярность ведущих и хвостовых пятен меняется на противоположную. Одновременно с этим меняется полярность и общего магнитного поля Солнца, полюсы которого находятся вблизи полюсов вращения. Одиннадцатилетней цикличностью обладают и многие другие характеристики: доля площади Солнца, занятая факелами и флоккулами, частота вспышек, количество протуберанцев, а также форма короны и мощность солнечного ветра. Цикличность солнечной активности – одна из важнейших проблем современной физики Солнца, до конца ещё не решённая.

Your browser does not support the video tag.

5.2.6. Зодиакальный свет и противосияние

Свечение, аналогичное «ложной короне», можно наблюдать и на больших расстояниях от Солнца в виде зодиакального света. Зодиакальный свет наблюдается в тёмные безлунные ночи весной и осенью в южных широтах вскоре после захода или незадолго перед восходом Солнца. В это время эклиптика высоко поднимается над горизонтом, и становится заметной проходящая вдоль неё светлая полоса. По мере приближения к Солнцу, находящемуся под горизонтом, свечение усиливается, а полоса расширяется, образуя треугольник. Яркость его постепенно падает с увеличением расстояния от Солнца. В области неба, противоположной Солнцу, яркость зодиакального света слегка возрастает, образуя эллиптическое туманное пятно диаметром около 10º, которое называется противосиянием. Противосияние обусловлено отражением солнечного света от космической пыли.

Источник

➤