Атмосфера Солнца: фотосфера, хромосфера и солнечная корона. Атмосфера солнца Температура атмосферы солнца фотосферы равна 6000 к

Фотосферой называется основная часть солнечной атмосферы, в которой образуется видимое излучение, имеющее непрерывный характер. Таким образом, она излучает практически всю приходящую к нам солнечную энергию.

Фотосфера - это тонкий слой газа протяжённостью в несколько сотен километров, достаточно непрозрачный.

Фотосфера видна при непосредственном наблюдении Солнца в белом свете в виде кажущейся его “поверхности”.

Фотосфера сильно излучает, а следовательно и поглощает излучение во всей области видимого непрерывного спектра.

Для каждого слоя фотосферы, расположенного на определённой глубине, можно найти его температуру. Температура в фотосфере растёт с глубиной и в среднем равна 6000 К.

Протяжённость фотосферы равна нескольким сотням км.

Плотность вещества фотосферы - 10 -7 г/см 3 .

В 1 см 3 фотосферы содержится около 10 16 атомов водорода. Это соответствует давлению в 0,1 атм.

В этих условиях все химические элементы с небольшими потенциалами ионизации ионизуются. Водород же остаётся в нейтральном состоянии.

Фотосфера это единственная на Солнце область нейтрального водорода.

Визуальные и фотографические наблюдения фотосферы позволяют обнаружить её тонкую структуру, напоминающую тесно расположенные кучевые облака. Светлые округлые образования называются гранулами, а вся структура - грануляцией. Угловые размеры гранул составляют не более 1” дуги, что соответствует 700 км. Каждая отдельная гранула существует 5-10 минут, после чего она распадается и на её месте образуются новые гранулы. Гранулы окружены тёмными промежутками. В гранулах вещество поднимается, а вокруг них опускается. Скорость этих движений 1-2 км/с.

Грануляция - проявление конвективной зоны, расположенной под фотосферой. В конвективной зоне происходит перемешивание вещества в результате подъёма и опускания отдельных масс газа.

Причиной возникновения конвекции в наружных слоях Солнца являются два важных обстоятельства. С одной стороны, температура непосредственно под фотосферой очень быстро растёт вглубь и лучеиспускание не может обеспечить выхода излучения из более глубоких горячих слоёв. Поэтому энергия переносится самими движущимися неоднородностями. С другой стороны, эти неоднородности оказываются живучими, если газ в них не полностью, а лишь частично ионизован.

При переходе в нижние слои фотосферы газ нейтрализуется и не способен образовывать устойчивые неоднородности. поэтому в самих верхних частях конвективной зоны конвективные движения тормозятся и конвекция внезапно прекращается.

Колебания и возмущения в фотосфере порождают акустические волны.

Наружные слои конвективной зоны представляют своеобразный резонатор в котором возбуждаются 5-минутные колебания в виде стоячих волн.

17.5 Внешние слои солнечной атмосферы: хромосфера и корона. Причины и механизм нагрева хромосферы и короны .

Плотность вещества в фотосфере быстро уменьшается с высотой и внешние слои оказываются сильно разреженными. В наружных слоях фотосферы температура достигает 4500 К, а потом снова начинает расти.

Происходит медленный рост температуры до нескольких десятков тысяч градусов, сопровождающийся ионизацией водорода и гелия. Эта часть атмосферы называется хромосферой .

В верхних слоях хромосферы плотность вещества достигает 10 -15 г/см 3 .

В 1 см 3 этих слоёв хромосферы содержится около 10 9 атомов, но температура возрастает до миллиона градусов. Здесь начинается самая внешняя часть атмосферы Солнца, которая называется солнечной короной.

Причиной разогрева самых внешних слоёв солнечной атмосферы является энергия акустических волн, возникающих в фотосфере. При распространении вверх, в слои с меньшей плотностью, эти волны увеличивают свою амплитуду до нескольких километров и превращаются в ударные волны. В результате возникновения ударных волн происходит диссипация волн, которая увеличивает хаотические скорости движения частиц и происходит рост температуры.

Интегральная яркость хромосферы в сотни раз меньше чем яркость фотосферы. Поэтому для наблюдения хромосферы необходимо применение специальных методов, позволяющих выделить слабое её излучение из мощного потока фотосферной радиации.

Наиболле удобными методами являются наблюдения в моменты затмений.

Протяжённость хромосферы составляет 12 - 15 000 км.

При изучении фотографий хромосферы видны неоднородности, наиболее мелкие называются спикулами . Спикулы имеют продолговатую форму, вытянуты в радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч км., толщина около 1 000 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. Спикулы образуют более крупную структуру, называемую хромосферной сеткой, порождённую волновыми движениями, вызванными значительно большими и более глубокими элементами подфотосферной конвективной зоны, чем гранулы.

Корона имеет очень малую яркость, поэтому может наблюдаться лишь во время полной фазы солнечных затмений. Вне затмений она наблюдается с помощью коронографов. Корона не имеет резких очертаний и обладает неправильной формой, сильно меняющейся со временем.

Наиболее яркую часть короны, удалённую от лимба не более, чем на 0,2 - 0,3 радиуса Солнца принято называть внутренней короной, а остальную, весьма протяжённую часть - внешней короной.

Важной особенностью короны является её лучистая структура. Лучи бывают различной длины, вплоть до десятка и более солнечных радиусов.

Внутренняя корона богата структурными образованиями, напоминающими дуги, шлемы, отдельные облака.

Излучение короны является рассеянным светом фотосферы. Этот свет сильно поляризован. Такую поляризацию могут вызвать только свободные электроны.

В 1 см 3 вещества короны содержится около 10 8 свободных электронов. Появление такого количества свободных электронов должно быть вызвано ионизацией. Значит в короне в 1 см 3 содержится около 10 8 ионов. Общая концентрация вещества должна быть 2 . 10 8 .

Солнечная корона представляет собой разреженную плазму с температурой около миллиона кельвинов. Следствием высокой температуры является большая протяжённость короны. Протяжённость короны в сотни раз превышает толщину фотосферы и составляет сотни тысяч километров.

18. Внутреннее строение Солнца.

Атмосфера Солнца

Название слоя	Высота верхней границы слоя, км	Плотность, кг/м 3	Температура, К
Фотосфера
Хромосфера
	Несколько десятков радиусов Солнца

Солнечные пятна (тёмные образования на диске Солнца, обуслов­ленные тем, что их температура на ~ 1500 К ниже температуры фо­тосферы) состоят из тёмного овала - тени пятна, окружённого более светлой волокнистой полутенью. Мельчайшие солнечные пятна (поры) имеют диаметры ~ 1000 км, диаметры самых больших из наблюдавшихся пятен превосходили 100 000 км. Мелкие пятна час­то существуют менее 2 суток, развитые 10-20 суток, самые большие могут наблюдаться до 100 дней.

Хромосферные спикулы (изолированные газовые столбы) имеют диаметр ~1000 км, высоту до ~ 8000 км, скорости подъёма и опус­кания ~ 20 км/с, температуру ~15 000 К, время жизни - несколько минут.

Протуберанцы (сравнительно холодные плотные облака в короне) простираются в длину до 1/3 радиуса Солнца. Наиболее распростра­нены «спокойные» протуберанцы, имеющие время жизни до 1 года, длину ~ 200 тыс. км, толщину ~10 тыс. км, высоту ~ 30 тыс. км. Со скоростями 100-1000 км/с выбрасываются вверх обычно после вспышек быстрые эруптивные протуберанцы.

Во время полного солнечного затмения яркость неба вокруг Солнца составляет 1,6 10 -9 средней яркости Солнца.

Яркость Луны во время полного солнечного затмения в отра­жённом от Земли свете составляет 1,1 10 -10 средней яркости Солнца.

Фотосфера

Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствует оптической толщине приблизительно в 2/3 единиц. 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. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 К до 4400 К. Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5778 К. Она может быть рассчитана по закону Стефана - Больцмана, согласно которому мощность излучения абсолютно чёрного тела прямо пропорциональна четвёртой степени температуры тела. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, по которой определяются размеры Солнца, расстояние от Солнца и т. д. Так как газ в фотосфере является относительно разреженным, то скорость его вращения много меньше скорости вращения твёрдых тел. При этом газ в экваториальной и полярных областях, движется неравномерно - на экваторе он делает оборот за 24 дня, на полюсах - за 30 дней.

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 видимом спектре хромосферы доминирует красная H-альфа линия излучения водородаиз серии Бальмера. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 60-70 тыс. Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К (область температур больше 10 000 К относительно невелика).

Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Её можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Кроме уже упомянутой линии H-альфа с длиной волны 656,3 нм, фильтр также может быть настроен на линии Ca II K (393,4 нм) и Ca II H (396,8 нм). Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях:

· хромосферная сетка, покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки супергрануляции размером до 30 тыс. км в поперечнике;

· флоккулы - светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к районам с сильными магнитными полями - активным областям, часто окружают солнечные пятна;

· волокна и волоконца (фибриллы) - тёмные линии различной ширины и протяжённости, как и флоккулы, часто встречаются в активных областях.

Корона

Корона - последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 до 2 млн К, а максимальная, в отдельных участках, - от 8 до 20 млн К. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость. Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, эффектом магнитного пересоединения и воздействием ударных волн (см. Проблема нагрева короны). Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме - вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмосферу, но в последнее время появилась возможность изучать их с помощью космических аппаратов. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 К, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая («открытая») магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.

Видимый спектр солнечной короны состоит из трёх различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; ещё одно название L-компоненты - E-корона. K-компонента - непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 9-10′ от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3′ (угловой диаметр Солнца - около 30′) и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20′ F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 9-10′ принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней. Излучение Солнца с длиной волны менее 20 нм, полностью исходит из короны. Это означает, что, например, на распространённых снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с её элементами, а хромосфера и фотосфера - не видны. Две корональные дыры, почти всегда существующие у северного и южного полюсов Солнца, а также другие, временно появляющиеся на его видимой поверхности, практически совсем не испускают рентгеновское излучение.

Солнечный ветер

Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер - поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и α-частиц), распространяющийся с постепенным уменьшением своей плотности, до границ гелиосферы. Солнечный ветер разделяют на два компонента - медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 км/с и температуру 1,4–1,6·10 6 К и по составу близко соответствует короне. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около 750 км/с, температуру 8·10 5 К, и по составу похож на вещество фотосферы. Медленный солнечный ветер вдвое более плотный и менее постоянный, чем быстрый. Медленный солнечный ветер имеет более сложную структуру с регионами турбулентности.

В среднем Солнце излучает с ветром около 1,3·10 36 частиц в секунду. Следовательно, полная потеря массы Солнцем (на данный вид излучения) составляет за год 2-3·10 −14 солнечных масс. Потеря за 150 млн лет эквивалентна земной массе. Многие природные явления на Земле связаны с возмущениями в солнечном ветре, в том числе геомагнитные бури и полярные сияния.

Первые прямые измерения характеристик солнечного ветра были проведены в январе 1959 года советской станцией «Луна-1». Наблюдения проводились с помощью сцинтилляционного счётчика и газового ионизационного детектора. Три года спустя такие же измерения были проведены американскими учёными с помощью станции «Маринер-2». В конце 1990-х с помощью Ультрафиолетового коронального спектрометра (англ. Ultraviolet Coronal Spectrometer ( UVCS ) ) на борту спутника SOHO были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах.

§ 43. солнце

Солнце – звезда, термоядерная реакция в ядре которой снабжает нас энергией, необходимой для жизни.

Солнце – ближайшая к Земле звезда. Оно даёт свет и тепло, без которых жизнь на Земле была бы невозможна. Часть солнечной энергии, падающей на Землю, поглощается и рассеивается атмосферой. Если бы этого не было, то мощность излучения, получаемая каждым квадратным метром поверхности Земли от падающих отвесно солнечных лучей, составляла около 1,4 кВт/м 2 . Эту величину называют солнечной постоянной . Зная среднее расстояние от Земли до Солнца и солнечную постоянную, можно найти суммарную мощность излучения Солнца, называемую его светимостью и равную примерно 4 . 10 26 Вт.

Солнце – огромный раскалённый шар, состоящий в основном из водорода (70% массы Солнца) и гелия (28%), вращающийся вокруг оси (оборот за 25-30 земных суток). Диаметр Солнца в 109 раз больше, чем у Земли. Кажущаяся поверхность Солнца, его фотосфера – самый нижний и плотный слой атмосферы Солнца, из которого выходит б ó льшая часть излучаемой им энергии. Толщина фотосферы около 300 км, а средняя температура – 6000 К. На Солнце часто видны тёмные пятна (солнечные пятна ), существующие в течение нескольких дней, а иногда и месяцев (рис. 43а ). Слой атмосферы Солнца толщиной 12-15 тыс. км, расположенный над фотосферой, называют хромосферой . Солнечная корона -внешний слой атмосферы Солнца, простирающийся до расстояний в несколько его диаметров. Яркость хромосферы и солнечной короны очень мала, и их можно увидеть только при полном солнечном затмении (рис.43б ).

С приближением к центру Солнца температура и давление растут и вблизи него составляют около 15 × 10 6 К и 2,3·10 16 Па, соответственно. При такой высокой температуре солнечное вещество становится плазмой – газом, состоящим из атомных ядер и электронов. Высокая температура и давление в ядре Солнца радиусом около 1/3 радиуса Солнца (рис. 43в ) создают условия для протекания реакций между ядрами , в результате которых образуются ядра и выделяется огромная энергия.

Ядерные реакции, в которых из лёгких ядер получают более тяжёлые, называют термоядерными (от лат. therme - тепло), т.к. они могут идти только при очень высоких температурах. Энергетический выход термоядерной реакции может быть в несколько раз больше, чем при делении такой же массы урана. Источником энергии Солнца служат термоядерные реакции, происходящие в его ядре. Высокое давление наружных слоёв Солнца не только создаёт условия для протекания термоядерной реакции, но и удерживает его ядро от взрыва.

Энергия термоядерной реакции выделяется в виде гамма-излучения, которое, выходя из ядра Солнца, попадает в сферический слой, называемым лучистой зоной , толщиной около 1/3 радиуса Солнца (рис. 43в ). Вещество, находящееся в лучистой зоне, поглощает пришедшее из ядра гамма-излучение и излучает своё, но меньшей частоты. Поэтому по мере движения квантов излучения изнутри наружу их энергия и частота уменьшаются, и гамма-излучение постепенно преобразуется в ультрафиолетовое, видимое и инфракрасное.

Внешнюю оболочку Солнца называют конвективной зоной , в которой происходит перемешивание вещества (конвекция ), и перенос энергии осуществляется движением самого вещества (рис. 43в ). Уменьшение конвекции ведёт к понижению температуры на 1-2 тыс. градусов и появлению солнечного пятна. При этом рядом с пятном конвекция усиливается, и на поверхность Солнца выносится более горячее вещество, а в хромосфере могут появляться протуберанцы – выбросы вещества на расстояния до ½ радиуса Солнца. Появление пятен часто сопровождается солнечными вспышками – ярким свечением хромосферы, рентгеновским излучением и потоком быстрых заряженных частиц. Установлено, что все эти явления, называемые солнечной активностью , встречаются тем чаще, чем больше солнечных пятен. Количество пятен на Солнце изменяется в среднем с периодом 11 лет.

Вопросы для повторения:

· Чему равна солнечная постоянная, и что называют светимостью Солнца?

· Каково внутреннее строение Солнца?

· Почему термоядерная реакция протекает только в ядре Солнца?

· Перечислите явления солнечной активности?

Рис. 43. (а ) – солнечные пятна; (б ) – солнечная корона при солнечном затмении; (в ) – строение Солнца (1 – ядро, 2 – лучистая зона, 3 – конвективная зона).