Солнце в астрономии
Солнце
центр системы
в 333 тыс. раз
в 109 раз
5500°С
Солнце — единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца вращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль. Солнце, это огромная масса раскаленного газа, который под действием термоядерной реакции горит в течение миллиардов лет. Солнце излучает огромное количество тепла и света, благодаря чему возможно существование жизни на Земле. Наше Солнце относится к типу желтых карликов по спектральному классу, а температура на поверхности составляет 6000 по Кельвину.
Солнце — магнитоактивная звезда. Она обладает сильным магнитным полем, напряжённость которого меняется со временем и которое меняет направление приблизительно каждые 11 лет, во время солнечного максимума. Вариации магнитного поля Солнца вызывают разнообразные эффекты, совокупность которых называется солнечной активностью и включает в себя такие явления, как солнечные пятна, солнечные вспышки, вариации солнечного ветра, а на Земле вызывает полярные сияния в высоких и средних широтах и геомагнитные бури.
Ядро Солнца
Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150—175 тыс. км (20—25% от радиуса Солнца), в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды), а температура в центре ядра — более 14 млн К. В ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности. Ядро — единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии.
Фотосфера
Фотосфера — излучающий слой звёздной атмосферы, в котором формируется непрерывный спектр излучения. Фотосфера даёт основную часть излучения звезды. Фотосфера поглощает и затем переизлучает энергию, поступающую из недр звезды. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100 до 400 км. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до нас уже не доходит.
Хромосфера
Хромосфера — внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в её видимом спектре доминирует красная H-альфа линия излучения водорода. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 градусов. Плотность хромосферы Солнца невелика, поэтому яркость её недостаточна, чтобы наблюдать её в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой.
Солнечная корона
Солнечная корона — внешние слои атмосферы Солнца, начинающиеся выше тонкого переходного слоя над хромосферой, в котором температура возрастает в 100 раз. Температура короны — порядка миллиона кельвинов. Причём от хромосферы она повышается до двух миллионов на расстоянии порядка 70 000 км от видимой поверхности Солнца, а затем начинает убывать, достигая у Земли ста тысяч кельвинов. Солнечная корона является источником сильного радиоизлучения.
Источник
База знаний студента. Реферат, курсовая, контрольная, диплом на заказ
Солнце — Астрономия
Солнце — центральное тело Солнечной системы, представляющее собой раскалённый плазменный шар; является источником света и тепла для всей Солнечной системы.
Среднее расстояние
от Земли
1,496×10 11 м
(8,31 световых минут)
1,392×10 9 м
(109 диаметров Земли)
6,088×10 18 м²
(11 900 площадей Земли)
1,4122×10 27 м³
(1 300 000 объёмов Земли)
1,990 1030 кг
(332 946 масс Земли)
Эффективная температура поверхности
а) Солнечная корона
Солнечная корона — самые внешние, очень разряженные слои атмосферы
Солнца. Во время полной фазы солнечного затмения вокруг диска Луны,
который закрывает от наблюдателя яркую фотосферу, внезапно как бы
вспыхивает лучистое жемчужное сияние. Это на несколько секунд становится видимой солнечная Корона. Важной особенностью короны является ее лучистая структура. Лучи бывают различной длины, вплоть до десятка и более солнечных радиусов. После изобретения коронографа, солнечную корону можно наблюдать вне затмений. Общая форма короны меняется с фазами цикла солнечной активности: в годы максимума корона почти сферична, в годы минимума она сильно вытянута вдоль экватора. Корона представляет собой сильно разреженную высокоионизированную плазму с температурой 1 — 2 млн. градусов. Причина столь большого нагрева солнечной короны связана с волновыми движениями, возникающими в конвективной зоне Солнца. Это связано с тем, что находящиеся в короне свободные электроны, возникающие в результате сильной ионизации газов, рассеивают излучения, приходящие от фотосферы.
Доступная непосредственному наблюдению светящаяся « поверхность» Солнца
называется фотосферой. Фотосфера представляет собой нижний слой солнечной атмосферы, толщина которого 300 — 400 км. Именно она излучает
практически всю приходящую к нам солнечную энергию, так как из-за непрозрачности вещества фотосферы солнечное излучение из более глубоких
слоев Солнца к нам уже не доходит и их увидеть невозможно. Плотность фотосферы не превышает порядка — 10000 кгм3, а число атомов преобладающего в фотосфере водорода- порядка 100000000000000000 в объеме 1 см 3. Температура в фотосфере нарастает с глубиной, в среднем она
близка к 6000 К.
Хромосфера — внешняя область атмосферы Солнца. Яркость хромосферы
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 самых нижних слоях
температура около 5000 К, она начинает постепенно расти, достигая в верхних слоях атмосферы (от 20000 до 50000 К). В хромосфере наблюдаются самые мощные и быстроразвивающиеся процессы, называемые вспышками.
Это самая внутренняя часть солнца, где из-за высокой температуры и плотности возможны реакции термоядерного синтеза, в ходе которых водород превращается в гелий. Именно здесь вырабатывается солнечная энергия.
б) Зона лучистого переноса
Представляет собой окружающую ядро область, в которой энергия переносится излучением. Средняя длина свободного пробега фотона — около 1 см. Из-за хаотического характера траектории каждый фотон затрачивает на прохождение этой зоны от 10 до 100 тыс. лет.
в) Конвективная зона
Часть солнца, расположенная между зоной лучистого переноса и поверхностью. Здесь энергия переносится в форме тепла посредством конвективных движений вещества. Из-за инерции движения частиц конвективная зона проникает в зону лучистого переноса, однако степень этого проникновения пока еще недостаточно изучена.
Считается, что Солнце сформировалось примерно 4,59 миллиарда лет назад, когда быстрое сжатие под действием сил гравитации облака молекулярного водорода привело к образованию в нашей области Галактики звезды первого типа звёздного населения.
Солнце возникло из инфракрасного карлика, который, в свою очередь, возник из планеты-гиганта. Планета-гигант еще раньше произошла из ледяной планеты, а та — из кометы. Эта комета произошла на периферии Галактики одним из тех двух способов, которыми происходят кометы на периферии Солнечной системы:
- Комета, из которой через много миллиардов лет произошло Солнце, образовалась при дроблении более крупных комет или ледяных планет при их столкновении
- Комета перешла в Галактику из межгалактического пространства
Но, учитывая массу Солнца и его расстояние от центра Галактики и ее края, можно предположить, что Солнце превратилось из кометы в планету на периферии Галактики, а не в межгалактическом пространстве. Потом, в процессе ее увеличения, комета превращалась в ледяную планету, планету-гигант и т.д.
Предполагается, что Солнце родилось в сжавшейся газопылевой туманности. Есть, по крайней мере, две теории относительно того, что дало толчок первоначальному сжатию туманности. Согласно одной из них предполагается, что один из спиральных рукавов нашей галактики проходил через нашу область пространства примерно 5 млрд. лет назад. Это могло вызвать легкое сжатие и привести к формированию центров тяготения в газопылевом облаке. Действительно, сейчас вдоль спиральных рукавов мы видим довольно большое количество молодых звезд и светящихся газовых облаков. Другая теория предполагает, что где-то недалеко (по масштабам Вселенной, конечно) взорвалась древняя массивная сверхновая звезда. Возникшая ударная волна могла быть достаточно сильной, чтобы инициировать звездообразование в «нашей» газопылевой туманности. В пользу этой теории говорит то, что ученые, изучая метеориты, обнаружили довольно много элементов, которые могли образоваться при взрыве сверхновой.
Далее, когда столь грандиозная масса (2*1030кг) сжималась под действием сил гравитации, она сама себя сильно разогрела внутренним давлением до температур, при которых в ее центре смогли начаться термоядерные реакции. В центральной части температура на Солнце равна 15000000K, а давление достигает сотни миллиардов атмосфер. Так зажглась новорожденная звезда (не путайте с новыми звездами).
В основном Солнце в начале своей жизни состояло из водорода. Именно водород в ходе термоядерных реакций превращается в гелий, при этом выделяется энергия, излучаемая Солнцем. Солнце принадлежит к типу звезд, называемых желтыми карликами. Оно — звезда главной последовательности и относится к спектральному классу G2. Масса одинокой звезды довольно однозначно определяет ее судьбу. За время жизни (
5 миллиардов лет), в центре нашего светила, где температура достаточно высока, сгорело около половины всего имеющегося там водорода. Примерно столько же, 5 миллиардов лет, Солнцу осталось жить в таком виде, к которому мы с вами привыкли.
После того, как в центре светила водород будет на исходе, Солнце увеличится в размерах, станет красным гигантом. Это сильнейшим образом скажется на Земле: повысится температура, океаны выкипят, жизнь станет невозможной. Затем, исчерпав «топливо» совсем и не имея более сил держать внешние слои красного гиганта, наша звезда закончит свою жизнь как белый карлик, порадовав неведомых нам внеземных астрономов будущего новой планетарной туманностью, форма которой может оказаться весьма причудливой благодаря влиянию планет, например, как на рис.1.
Рис.1 Планетарная туманность NGC 6543 («Кошачий глаз»)
Доклад по астрономии “Солнце” ученицы 11 “А” класса Чирковой Ольги Солнце Солнце — центральное тело Солнечной системы, представляющее собой раскалённый плазменный шар; является источником света и тепла для всей Солнечной сист
Источник
Солнце
Солнце — единственная звезда Солнечной системы. Оно представляет собой гигантский раскаленный огненный шар, который в 110 раз больше Земли по размерам и в 333 тысячи раз — по массе. Вокруг Солнца вращаются планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.
Основные характеристики
- Возраст: 4,6 млрд лет
- Тип: желтый карлик
- Диаметр: 1 392 000 км
- Длина экватора: 4 370 000 км
- Масса: 1,99 × 1030 кг
- Температура ядра: 15 700 000°С
- Температура поверхности: 5500°С
Что видно на Солнце
Солнце — газовый шар, не имеющий четкой границы. Его плотность убывает постепенно, однако, первое, на что обращает внимание наблюдатель, — резкость солнечного края.
Это связано с тем, что практически все видимое излучение светила исходит из очень тонкого (200–300 км) по сравнению с радиусом Солнца слоя, который называется фотосферой. Отсюда иллюзия того, что Солнце имеет «поверхность»: слои выше фотосферы прозрачны для видимого света, а ниже взгляд не проникает.
Однородный на первый взгляд диск Солнца содержит много крупных и мелких деталей. Вся фотосфера состоит из светлых зерен (гранул) и темных промежутков между ними. Размеры гранул по солнечным масштабам невелики: 1000–2000 км в поперечнике, а темные дорожки между ними имеют ширину порядка 300–600 км. Одновременно наблюдается около миллиона гранул, каждая из которых живет не более 10 мин. Грануляцию вызывает конвекция — перенос тепла большими массами (пузырями) горячего вещества, которые поднимаются снизу, расширяясь и одновременно остывая. На фоне грануляции наблюдаются более контрастные и крупные объекты — солнечные пятна и факелы.
Магнитное поле участвует во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникает концентрированное магнитное поле, в несколько тысяч раз сильнее, чем у поверхности Земли. Солнечное вещество, ионизованная плазма, — хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов снизу тормозятся и возникает темная область — солнечное пятно. Пятна холоднее окружающего вещества примерно на 1500 К. На фоне ослепительной фотосферы они кажутся совсем черными, хотя в действительности яркость пятен слабее только раз в десять.
Мелкие пятна существуют менее суток, развитые — приблизительно 10–20 суток, самые большие могут наблюдаться до 100 суток. С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки — поры, пятно постепенно увеличивается в размерах до нескольких десятков тысяч километров. По величине пятна очень разны — от малых, диаметром примерно 1000–2000 км, до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты. Размер самого большого из наблюдавшихся пятен превышал 100 тыс. км.
На Солнце категорически запрещается смотреть невооруженным глазом или в астрономические приборы без использования специальных, очень темных светофильтров или других устройств, ослабляющих свет. Иначе не исключен ожог глаз.
Крупные пятна состоят из темной области, называемой тенью. Ее окружает полутень волокнистой структуры, в 2–3 раза большего диаметра. Газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, поэтому если пятно наблюдается на краю солнечного диска, то создается впечатление, что оно вогнуто.
Пятна, большие и малые, часто образуют группы, которые могут занимать значительные, хорошо заметные области на солнечном диске. Картина группы все время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются.
Практически всегда пятна окружены ярки ми ажурными полями, которые называют факелами (факельными полями). Особенно отчетливо они видны на краю солнечного диска и кажутся набором ярких волокон, образующих ячейки размером около 30 тыс. км. Факельные поля живут дольше, иногда по три-четыре месяца. Обычно (но не всегда) появление факельных полей предшествует появлению пятен, также они остаются жить после их исчезновения. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитного поля в наружные слои Солнца.
Пятна и факелы вместе образуют активные области. Все сложные процессы, происходящие в активных областях, связаны с изменчивостью магнитного поля, их породившего. Именно в активных областях происходят солнечные вспышки, а в верхних слоях солнечной атмосферы над ними висят протуберанцы. Количество активных областей характеризует солнечную активность. Она достигает максимума каждые 7–17 лет (в среднем — каждые 11 лет). В годы минимума активности на Солнце может не быть ни одного пятна десятилетиями, как в 1645–1715 гг., а в максимуме их число измеряется десятками и может превышать 100.
Инструменты для наблюдения Солнца
Основным инструментом астронома-наблюдателя является телескоп. И хотя принцип действия всех телескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификации этого прибора.
Яркость Солнца велика, и светосила оптической системы солнечного телескопа неважна и может быть небольшой. Интерес представляет как можно больший масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов очень большие фокусные расстояния. Крупнейший инструмент с зеркалом 1,6 м находится в обсерватории Китт Пик, имеет фокусное расстояние 82,6 м и дает изображение Солнца диаметром 82 см. Так как Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной области (внутри полосы шириной около 47°), то солнечному телескопу не нужна монтировка для наведения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а солнечные лучи направляются подвижной системой зеркал — целостатом.
Бывают горизонтальные и вертикальные (башенные) солнечные телескопы. Горизонтальный телескоп построить легче, так как все его детали находятся на горизонтальной оси. Однако Солнце дает много тепла, так что воздух внутри телескопа сильно нагревается. Движение нагретого воздуха поперек солнечных лучей делает изображение дрожащим и нерезким. Поэтому крупные солнечные телескопы имеют вертикальную конструкцию, так как в них потоки воздуха движутся почти параллельно лучам света и меньше портят изображение.
Важным параметром телескопа является угловое разрешение, т. е. способность давать раздельные изображения двух близких друг к другу деталей. Например, разрешение в 1 угловую секунду (1″) означает, что с помощью данного телескопа можно различить два объекта, угол между которыми равен 1″ дуги. Видимый радиус Солнца составляет чуть меньше 1000″, а истинный — около 700 тыс. км. Следовательно, 1″ на Солнце соответствует расстоянию немногим более 700 км. Лучшие фотографии Солнца позволяют увидеть детали размером около 100 км.
Обычные солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения фотосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные слои солнечной атмосферы — солнечную корону, пользуются специальным инструментом — коронографом, который изобрел французский астроном Бернар Лио (1897—1952) в 1930 г.
В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от нее в 10 тыс. раз слабее света дневного неба вблизи Солнца. Ее наблюдают во время полных солнечных затмений, когда диск Солнца закрыт Луной. Но они бывают редко, видны в узкой полосе, а продолжительность полной фазы затмения не превышает 7 мин. Коронограф же позволяет наблюдать корону вне затмения.
Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографа установлена искусственная «луна». Она представляет собой маленький конус с зеркальной поверхностью. Размер его чуть больше диаметра изображения Солнца, а вершина направлена к объективу. Свет отбрасывается конусом обратно в трубу телескопа или в особую световую «ловушку». А изображение солнечной короны строит дополнительная линза, которая находится за конусом.
Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачнее и небо темнее. Но и там солнечная корона все же слабее, чем ореол неба вокруг Солнца. Поэтому ее можно наблюдать только в узком диапазоне спектра, в спектральных линиях излучения короны. Для этого используют специальный фильтр или спектрограф.
Спектрограф — самый важный вспомогательный прибор для астрофизических исследований. Многие солнечные телескопы служат лишь для того, чтобы направлять пучок солнечного света в спектрограф. Основными его элементами являются: щель для ограничения поступающего света; коллиматор (линза или зеркало), который делает параллельным пучок лучей; дифракционная решетка для разложения белого света в спектр и фотокамера или иной детектор изображения. «Сердце» спектрографа — дифракционная решетка, которая представляет собой зеркальную стеклянную пластинку с нанесенными на нее параллельными штрихами. Число штрихов у лучших решеток достигает 1200 на миллиметр. Основная характеристика спектрографа — его спектральное разрешение. Чем выше разрешение, тем более близкие спектральные линии можно увидеть раздельно.
Внутреннее строение Солнца
Солнце — это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы. Так же, как и другие звезды, Солнце светит благодаря идущим в его недрах термоядерным реакциям.
Источник энергии находится в центральной части светила — ядре . Плотность солнечного вещества растет к центру вместе с ростом давления и температуры, и в ядре звезды температура достигает 15 млн кельвинов. При таких параметрах среды начинает происходить реакция синтеза атомных ядер, когда ядра атомов легких элементов сливаются в ядро атома более тяжелого элемента, а масса нового ядра оказывается меньше, чем суммарная масса тех ядер, из которых оно образовалось. Остаток массы превращается в энергию, которую уносят частицы, освободившиеся в ходе реакции. Эта энергия почти полностью переходит в тепло.
Основное вещество, составляющее Солнце, — водород, он и служит главным «топливом». На долю водорода приходится около 71% всей массы светила, почти 27% принадлежит гелию, а остальные 2% — более тяжелым элементам, таким как углерод, азот, кислород и металлы. В недрах Солнца из четырех атомов водорода образуется один атом гелия. На каждый грамм водорода, участвующего в реакции, приходится 6 ⋅ 10 11 Дж выделяющейся энергии. Такого количества энергии достаточно, чтобы нагреть от температуры 0°С до точки кипения 1000 м 3 воды.
Масса Солнца составляет 99,86 % массы Солнечной системы
Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Теплопроводность не играет большой роли в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы очень важны.
Сразу вокруг ядра начинается зона лучистого переноса энергии , в которой энергия распространяется через поглощение и излучение веществом порций света — квантов.
Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот очень медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до его видимой зоны — фотосферы, необходимы многие сотни тысяч лет, так как, переизлучаясь, кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. В процессе переизлучения кванты меняют и свою природу.
На своем пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона Солнца. Здесь энергия передается уже не излучением, а конвекцией. Конвекция может происходить в жидких и газообразных средах. На Солнце в области конвекции огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный солнечный газ опускается вниз. Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и простирается практически до самой видимой поверхности Солнца — фотосферы , где перенос основного потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции сюда все же проникают горячие потоки из более глубоких, конвективных слоев. Хорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца является видимым проявлением конвекции.
Атмосфера Солнца: фотосфера и хромосфера
Атмосфера — это газовая оболочка небесного тела, которая удерживается его гравитацией. Внешние слои звезд также называются атмосферой. Внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь более высокими слоями, уйти в окружающее пространство.
Атмосфера Солнца начинается на 200–300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой . Поскольку их толщина составляет не более 1/3000 доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних ее слоях. Температура среднего слоя, к излучению которого чувствителен глаз человека, около 6000 К.
Особую роль в солнечной атмосфере играет отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. В земной природе такой ион не встречается. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее холодном слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы хорошо поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.
Фотосфера постепенно переходит в более разреженные слои солнечной атмосферы — хромосферу и корону. Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг черного 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 протяженность хромосферы — 10–15 тыс. км.
Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в нее из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как это происходит в 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.
Часто во время затмений или при помощи специальных приборов над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окруженными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из нее, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы — протуберанцы . При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска темными, длинными и изогнутыми волокнами. Протуберанцы имеют примерно ту же 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. 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 будто взрываются, и вещество их со скоростью сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих ее 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.
Солнечная корона
Внешняя часть солнечной атмосферы, корона, — самая разреженная, самая горячая и самая близкая к нам. Она простирается далеко от звезды в виде постоянно движущегося от нее потока плазмы — солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400–500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с.
Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, граничащую с еще более разреженной межзвездной средой. Фактически мы живем, окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле. Кроме того, корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Земле условиях.
Главная причина особенностей короны — высокая температура сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 млн градусов средние скорости атомов водорода превышают 100 км/с, а у свободных электронов они еще раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в 1 см 3 , что в 100 млрд раз разреженнее воздуха на Земле), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с электронами.
Силы электронных ударов так велики, что атомы легких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь «голые» атомные ядра. Более тяжелые элементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высокой степени ионизации. В результате образуется высокоионизованная плазма, состоящая из множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжелых атомов.
Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъеме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна. Силы, действующие против притяжения Солнца, связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1–2 млн градусов.
В короне наблюдается большое количество деталей: корональные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие сложные образования, четко связанные с активными областями. Но главной ее особенностью является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты.
Общая яркость и форма солнечной короны меняются. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах, форма короны становится вытянутой, а у полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные щеточки, при этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного образования пятен.
Между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует определенная связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корональные лучи, в сторону которых изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Эта возбужденная область хромосферы горячее и плотнее соседних областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками из корональной материи.
Наличием большого количества свободных электронов объясняется белый цвет солнечной короны. Он обусловлен рассеянием обычного солнечного света на свободных электронах, которые не вкладывают своей энергии в изучение при рассеянии: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляризуя его.
Влияние Солнца на Землю
Солнце — главный, хотя и не единственный, двигатель происходящих на земле процессов. Оно освещает и согревает нашу планету, без чего была бы невозможна жизнь на Земле не только человека, но даже микроорганизмов. Оно посылает на Землю электромагнитные волны всевозможной длины — от многокилометровых радиоволн до чрезвычайно коротковолновых гамма-лучей.
Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетного пространства попадает в атмосферу Земли, все остальные отклоняет или задерживает ее геомагнитное поле. Но энергии этих частиц достаточно для того, чтобы вызвать полярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты.
Окрестностей Земли достигают заряженные частицы разной энергии — как высокой (солнечные космические лучи), так и низкой и средней (потоки солнечного ветра, выбросы от вспышек). Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц — нейтрино. Однако их воздействие на земные процессы пренебрежимо мало: для этих частиц земной шар прозрачен, так что они свободно пролетают сквозь него.
Солнечные космические лучи в основном состоят из протонов, ядер атомов гелия и электронов с энергией 106 –109 электронвольт (эВ). Наиболее энергичные из этих частиц преодолевают расстояние от Солнца до Земли, равное 150 млн км, всего за 10–15 мин. Основным источником солнечных космических лучей служат хромосферные вспышки.
Как и рентгеновское излучение, солнечные космические лучи не доходят до поверхности Земли, но могут ионизовать верхние слои ее атмосферы, что сказывается на устойчивости радиосвязи между отдаленными пунктами. Но действие частиц этим не ограничивается. Быстрые частицы вызывают сильные токи в земной атмосфере, приводят к возмущению магнитного поля нашей планеты и даже влияют на циркуляцию воздуха в атмосфере.
Наиболее ярким и впечатляющим проявлением бомбардировки атмосферы солнечными частицами являются полярные сияния . Это свечение в верхних слоях атмосферы, имеющее либо размытые (диффузные) формы, либо вид корон или занавесей (драпри), состоящих из многочисленных отдельных лучей. Сияния обычно бывают красного или зеленого цвета: именно так светятся основные составляющие атмосферы — кислород и азот — при облучении их энергичными частицами. Зрелище бесшумно возникающих красных и зеленых полос и лучей, беззвучная игра цветов, медленное или почти мгновенное угасание колеблющихся занавесей оставляют незабываемое впечатление.
Подобные явления лучше всего видны вдоль овала полярных сияний, расположенного между 10° и 20° широты от магнитных полюсов. В период максимумов солнечной активности сияния можно наблюдать в более низких широтах. Частота и интенсивность полярных сияний достаточно четко следуют солнечному циклу: в максимуме солнечной активности редкий день обходится без сияний, а в минимуме они могут отсутствовать месяцами. Наличие или отсутствие полярных сияний, таким образом, служит неплохим показателем активности Солнца.
Солнечный ветер и энергия солнечного света
В конце 1950-х гг. американский астрофизик Юджин Паркер пришел к выводу, что, поскольку газ в солнечной короне имеет высокую температуру, которая сохраняется с удалением от Солнца, он должен непрерывно расширяться, заполняя Солнечную систему. Результаты, полученные с помощью советских и американских космических аппаратов, подтвердили правильность теории Паркера.
В межпланетном пространстве действительно мчится направленный от Солнца поток вещества, названный солнечным ветром. Он представляет собой продолжение расширяющейся солнечной короны. Его в основном составляют ядра атомов водорода (альфа-частицы), а также электроны. Частицы солнечного ветра летят со скоростями несколько сотен километров в секунду, удаляясь от Солнца на многие десятки астрономических единиц — туда, где межпланетная среда Солнечной системы переходит в разреженный межзвездный газ. Вместе с ветром в межпланетное пространство переносится и солнечное магнитное поле.
Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции немного напоминает земное. Но силовые линии земного поля вблизи экватора замкнуты и не пропускают направленные к Земле заряженные частицы. Силовые линии солнечного поля, напротив, в экваториальной области разомкнуты и вытягиваются в межпланетное пространство, искривляясь подобно спиралям. Объясняется это тем, что силовые линии остаются связанными с Солнцем (как говорят — вмороженными), которое вращается вокруг своей оси.
Солнечный ветер вместе с «вмороженным» в него магнитным полем формирует газовые хвосты комет, направляя их в сторону от Солнца. Встречая на своем пути Землю, солнечный ветер сильно деформирует ее магнитосферу, в результате чего наша планета обладает длинным магнитным «хвостом», также направленным от Солнца. Магнитное поле Земли чутко отзывается на обдувающие ее потоки солнечного вещества.
Электромагнитное излучение, приходящее от Солнца, подвергается в земной атмосфере строгому отбору. Проникают в нее видимый свет и ближнее ультрафиолетовое и инфракрасное излучения, а также радиоволны в сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Все остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя ее верхние слои.
Поглощение рентгеновских и жестких ультрафиолетовых лучей начинается на высотах 300–350 км; на этих же высотах отражаются наиболее длинные радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного рентгеновского излучения от хромосферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80–100 км от поверхности Земли, ионизуют атмосферу и вызывают нарушение связи на коротких волнах.
Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать еще глубже, оно поглощается на высоте 30—35 км. Здесь ультрафиолетовые кванты разбивают на атомы (диссоциируют) молекулы кислорода (O2) с последующим образованием озона (O3). Тем самым создается непрозрачный для ультрафиолета «озонный экран», предохраняющий жизнь на Земле от гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучения доходит до земной поверхности. Именно эти лучи вызывают у людей загар и даже ожоги кожи при длительном пребывании на солнце.
Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твердых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света.
На Земле излучение поглощается сушей и океаном. Нагретая земная поверхность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области. Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло.
В этом и заключается парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и ее потерями на планете, в общем, существует равновесие: сколько поступает, столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе с атмосферой либо постоянно повышалась бы, либо падала.
Источник