Solens atmosfär: fotosfär, kromosfär och solkorona. Solens atmosfär Temperaturen i atmosfären i solens fotosfär är 6000 K

08.03.2024 | Fysik

Fotosfärär huvuddelen av solatmosfären där synlig strålning bildas, som är kontinuerlig. Den avger alltså nästan all solenergi som kommer till oss.

Fotosfären är ett tunt lager av gas flera hundra kilometer långt, ganska ogenomskinligt.

Fotosfären är synlig när man direkt observerar solen i vitt ljus i form av dess skenbara "yta".

Fotosfären avger starkt, och absorberar därför, strålning genom hela det synliga kontinuerliga spektrumet.

För varje lager av fotosfären som ligger på ett visst djup kan dess temperatur hittas. Temperaturen i fotosfären ökar med djupet och är i genomsnitt 6000 K.

Längden på fotosfären är flera hundra km.

Densiteten för fotosfärsubstansen är 10-7 g/cm 3 .

1 cm 3 av fotosfären innehåller cirka 10 16 väteatomer. Detta motsvarar ett tryck på 0,1 atm.

Under dessa förhållanden joniseras alla kemiska grundämnen med låg joniseringspotential. Väte förblir i ett neutralt tillstånd.

Fotosfären är den enda regionen med neutralt väte på solen.

Visuella och fotografiska observationer av fotosfären avslöjar dess fina struktur, som påminner om tätt placerade cumulusmoln. Lätt runda formationer kallas granulat, och hela strukturen kallas granulering. Granulernas vinkelmått är inte mer än 1” båge, vilket motsvarar 700 km. Varje enskilt granulat finns i 5-10 minuter, varefter det sönderdelas och nya granuler bildas i dess ställe. Granulerna är omgivna av mörka utrymmen. Ämnet stiger i granulatet och faller runt dem. Hastigheten för dessa rörelser är 1-2 km/s.

Granulering är en manifestation av den konvektiva zonen som ligger under fotosfären. I den konvektiva zonen sker blandning av materia som ett resultat av stigande och fall av enskilda gasmassor.

Orsaken till förekomsten av konvektion i solens yttre skikt är två viktiga omständigheter. Å ena sidan ökar temperaturen direkt under fotosfären mycket snabbt på djupet och strålning kan inte säkerställa frigöring av strålning från djupare heta lager. Därför överförs energi av de rörliga inhomogeniteterna själva. Å andra sidan visar sig dessa inhomogeniteter vara sega om gasen i dem inte är helt, utan endast delvis joniserad.

När den passerar in i de nedre skikten av fotosfären neutraliseras gasen och kan inte bilda stabila inhomogeniteter. därför, i de allra övre delarna av konvektionszonen, bromsas konvektionsrörelserna ner och konvektionen upphör plötsligt.

Oscillationer och störningar i fotosfären genererar akustiska vågor.

De yttre skikten av den konvektiva zonen representerar en sorts resonator där 5-minuterssvängningar exciteras i form av stående vågor.

17.5 Solatmosfärens yttre skikt: kromosfär och korona. Orsaker och mekanism för uppvärmning av kromosfären och korona.

Materiadensiteten i fotosfären minskar snabbt med höjden och de yttre lagren visar sig vara mycket sällsynta. I de yttre lagren av fotosfären når temperaturen 4500 K och börjar sedan stiga igen.

Det sker en långsam temperaturökning till flera tiotusentals grader, åtföljd av jonisering av väte och helium. Denna del av atmosfären kallas kromosfär.

I de övre skikten av kromosfären når ämnets densitet 10 -15 g/cm 3 .

1 cm 3 av dessa skikt av kromosfären innehåller cirka 10 9 atomer, men temperaturen ökar till en miljon grader. Det är här den yttersta delen av solens atmosfär, kallad solkorona, börjar.

Orsaken till uppvärmningen av solatmosfärens yttersta skikt är energin från akustiska vågor som uppstår i fotosfären. När de fortplantar sig uppåt till lager med lägre densitet ökar dessa vågor sin amplitud till flera kilometer och förvandlas till stötvågor. Som ett resultat av förekomsten av stötvågor uppstår vågavledning, vilket ökar de kaotiska hastigheterna för partikelrörelser och en ökning av temperaturen inträffar.

Kromosfärens integrerade ljusstyrka är hundratals gånger mindre än fotosfärens ljusstyrka. Därför, för att observera kromosfären, är det nödvändigt att använda speciella metoder som gör det möjligt att isolera dess svaga strålning från det kraftfulla flödet av fotosfärisk strålning.

De mest bekväma metoderna är observationer under förmörkelser.

Kromosfärens längd är 12 - 15 000 km.

När man studerar fotografier av kromosfären är inhomogeniteter synliga, de minsta kallas spicules. Spikulerna är avlånga till formen, långsträckta i radiell riktning. Deras längd är flera tusen km, tjockleken är cirka 1 000 km. Med hastigheter på flera tiotals km/s stiger spikler från kromosfären in i koronan och löses upp i den. Genom spikler byts kromosfärens substans ut med den överliggande koronan. Spikuler bildar en större struktur, kallad ett kromosfäriskt nätverk, genererat av vågrörelser orsakade av mycket större och djupare element i den subfotosfäriska konvektivzonen än granuler.

krona har mycket låg ljusstyrka, så den kan bara observeras under solförmörkelsernas totala fas. Utanför förmörkelser observeras det med hjälp av koronagrafer. Kronan har inga skarpa konturer och har en oregelbunden form som förändras kraftigt med tiden.

Den ljusaste delen av koronan, borttagen från lemmen med högst 0,2 - 0,3 radier från solen, kallas vanligtvis den inre koronan, och den återstående, mycket utsträckta delen kallas den yttre koronan.

En viktig egenskap hos kronan är dess strålande struktur. Strålarna kommer i olika längder, upp till ett dussin eller fler solradier.

Den inre kronan är rik på strukturella formationer som liknar bågar, hjälmar och enskilda moln.

Koronastrålning är spritt ljus från fotosfären. Detta ljus är mycket polariserat. Sådan polarisering kan bara orsakas av fria elektroner.

1 cm 3 koronamaterial innehåller cirka 10 8 fria elektroner. Uppkomsten av ett sådant antal fria elektroner måste orsakas av jonisering. Det betyder att 1 cm 3 av koronan innehåller cirka 10 8 joner. Den totala koncentrationen av ämnet bör vara 2 . 10 8 .

Solkoronan är ett försålt plasma med en temperatur på cirka en miljon kelvin. En följd av hög temperatur är den stora utbredningen av koronan. Längden på koronan är hundratals gånger större än fotosfärens tjocklek och uppgår till hundratusentals kilometer.

18. Solens inre struktur.

Solens atmosfär

Lagrets namn	Höjd på lagrets övre gräns, km	Densitet, kg/m 3	Temperatur, K
Fotosfär
Kromosfär
	Flera tiotals solradier

Solfläckar (mörka formationer på solskivan, på grund av att deras temperatur är ~ 1500 K lägre än temperaturen på fotosfären) består av en mörk oval - fläckens skugga, omgiven av en ljusare fibrös penumbra. De minsta solfläckarna (porerna) har diametrar på ~1000 km. diametrarna för de största solfläckarna som observerats översteg 100 000 km. Små fläckar finns ofta i mindre än 2 dagar, utvecklade i 10-20 dagar, de största kan vara upp till 100 dagar.

Kromosfärsspiklar (isolerade gaspelare) har en diameter på ~1000 km, en höjd på upp till ~8000 km, upp- och nedstigningshastigheter på ~20 km/s, en temperatur på ~15 000 K och en livstid på flera minuter.

Prominenser (relativt kalla, täta moln i korona) sträcker sig upp till 1/3 av solens radie. De vanligaste är "tysta" prominenser, som har en livstid på upp till 1 år, en längd på ~200 tusen km, en tjocklek på ~10 tusen km och en höjd på ~30 tusen km. Snabba eruptiva prominenser kastas vanligtvis ut uppåt med hastigheter på 100-1000 km/s efter flammor.

Under en total solförmörkelse är ljusstyrkan på himlen runt solen 1,6 10 -9 av solens genomsnittliga ljusstyrka.

Månens ljusstyrka under en total solförmörkelse i ljuset som reflekteras från jorden är 1,1 10 -10 av solens genomsnittliga ljusstyrka.

Fotosfär

Fotosfären (skiktet som avger ljus) bildar solens synliga yta. Dess tjocklek motsvarar en optisk tjocklek på cirka 2/3 enheter. I absoluta tal når fotosfären en tjocklek, enligt olika uppskattningar, från 100 till 400 km. Huvuddelen av den optiska (synliga) strålningen från solen kommer från fotosfären, men strålning från djupare lager når oss inte längre. Temperaturen, när den närmar sig fotosfärens ytterkant, minskar från 6600 K till 4400 K. Den effektiva temperaturen för fotosfären som helhet är 5778 K. Den kan beräknas enligt Stefan-Boltzmann-lagen, enligt vilken den strålningseffekten hos en absolut svart kropp är direkt proportionell mot kroppstemperaturens fjärde potens. Väte under sådana förhållanden förblir nästan helt neutralt. Fotosfären bildar solens synliga yta, från vilken solens storlek, avståndet från solen etc. bestäms Eftersom gasen i fotosfären är relativt sällsynt är dess rotationshastighet mycket mindre än rotationshastigheten av fasta kroppar. Samtidigt rör sig gasen i ekvatorial- och polarområdena ojämnt - vid ekvatorn gör den ett varv på 24 dagar, vid polerna - på 30 dagar.

Kromosfär

Kromosfären är solens yttre skal, cirka 2000 km tjockt, som omger fotosfären. Ursprunget till namnet på denna del av solatmosfären är förknippat med dess rödaktiga färg, orsakad av det faktum att den röda H-alfa-emissionslinjen av väte från Balmer-serien dominerar det synliga spektrumet av kromosfären. Den övre gränsen av kromosfären har inte en distinkt slät yta som ständigt uppstår från den. Antalet spikler som observeras samtidigt är i genomsnitt 60-70 tusen. På grund av detta, i slutet av 1800-talet, jämförde den italienska astronomen Secchi, som observerade kromosfären genom ett teleskop, den med brinnande prärier. Kromosfärens temperatur ökar med höjden från 4 000 till 20 000 K (temperaturområdet över 10 000 K är relativt litet).

Kromosfärens täthet är låg, så ljusstyrkan är otillräcklig för observation under normala förhållanden. Men under en total solförmörkelse, när månen täcker den ljusa fotosfären, blir kromosfären som ligger ovanför den synlig och lyser röd. Det kan också observeras när som helst med speciella smalbandiga optiska filter. Utöver den redan nämnda H-alfa-linjen med en våglängd på 656,3 nm kan filtret även ställas in på linjerna Ca II K (393,4 nm) och Ca II H (396,8 nm). De huvudsakliga kromosfäriska strukturerna som är synliga i dessa linjer är:

· kromosfäriskt nätverk som täcker hela solens yta och består av linjer som omger supergranuleringsceller upp till 30 tusen km i diameter;

· flockor - lätta molnliknande formationer, oftast begränsade till områden med starka magnetfält - aktiva regioner, ofta omgivande solfläckar;

· fibrer och fibrer (fibriller) - mörka linjer av varierande bredd och längd, som flockor, finns ofta i aktiva områden.

krona

Koronan är det sista yttre skalet på solen. Koronan består huvudsakligen av prominenser och energiska utbrott som emanerar och bryter ut flera hundra tusen och till och med mer än en miljon kilometer ut i rymden och bildar solvinden. Den genomsnittliga koronala temperaturen är från 1 till 2 miljoner K, och den maximala, i vissa områden, är från 8 till 20 miljoner K. Trots en så hög temperatur är den endast synlig för blotta ögat under en total solförmörkelse, eftersom densiteten av materia i korona är låg, och därför är dess ljusstyrka också låg. Den ovanligt intensiva uppvärmningen av detta lager orsakas uppenbarligen av effekten av magnetisk återkoppling och påverkan av stötvågor (se Problemet med att värma koronan). Formen på koronan ändras beroende på fasen av solaktivitetscykeln: under perioder med maximal aktivitet har den en rund form, och åtminstone är den långsträckt längs solens ekvator. Eftersom temperaturen på koronan är mycket hög, avger den intensiv strålning i ultraviolett- och röntgenområdet. Dessa strålningar passerar inte genom jordens atmosfär, men nyligen har det blivit möjligt att studera dem med hjälp av rymdfarkoster. Strålning i olika delar av koronan sker ojämnt. Det finns varma aktiva och tysta områden, såväl som koronala hål med en relativt låg temperatur på 600 000 K, från vilka magnetfältslinjer kommer ut i rymden. Denna (“öppna”) magnetiska konfiguration tillåter partiklar att fly från solen obehindrat, så solvinden sänds ut främst från koronala hål.

Solkoronans synliga spektrum består av tre olika komponenter, kallade L-, K- och F-komponenterna (eller L-koronan, K-koronan och F-koronan; ett annat namn för L-komponenterna är E- K-komponenten är ett kontinuerligt spektrum av koronan Mot dess bakgrund upp till en höjd av 9-10′ från solens synliga kant, är emissionen L-komponenten synlig från en höjd av cirka 3′. Solens vinkeldiameter är cirka 30′) och däröver är ett Fraunhofer-spektrum synligt, samma som fotosfärens spektrum. Det utgör F-komponenten i solkoronan spektrumet för koronan. Höjden på 9-10′ är gränsen som skiljer den inre koronan från den yttre solstrålningen med en våglängd på mindre än 20 nm, vilket innebär att t.ex. i vanliga fotografier av solen vid våglängder på 17,1 nm (171 Å), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å), är bara solkoronan med dess element synliga, och kromosfären och fotosfären är inte synliga. Två koronala hål, som nästan alltid finns på solens nord- och sydpoler, liksom andra som tillfälligt uppträder på dess synliga yta, avger praktiskt taget inte röntgenstrålar alls.

solig vind

Från den yttre delen av solkoronan strömmar solvinden ut - en ström av joniserade partiklar (främst protoner, elektroner och α-partiklar), som sprider sig med en gradvis minskning av dess densitet till heliosfärens gränser. Solvinden är uppdelad i två komponenter – den långsamma solvinden och den snabba solvinden. Den långsamma solvinden har en hastighet på cirka 400 km/s och en temperatur på 1,4–1,6·10 6 K och är till sin sammansättning nära koronan. Den snabba solvinden har en hastighet på cirka 750 km/s, en temperatur på 8·10 5 K, och liknar till sin sammansättning fotosfärens substans. Den långsamma solvinden är dubbelt så tät och mindre konstant som den snabba. Den långsamma solvinden har en mer komplex struktur med områden med turbulens.

I genomsnitt sänder solen ut cirka 1,3·10 36 partiklar per sekund med vinden. Följaktligen är den totala massaförlusten från solen (för denna typ av strålning) 2-3·10 −14 solmassor per år. Förlusten över 150 miljoner år motsvarar jordens massa. Många naturfenomen på jorden är förknippade med störningar i solvinden, inklusive geomagnetiska stormar och norrsken.

De första direkta mätningarna av solvindens egenskaper utfördes i januari 1959 av den sovjetiska Luna-1-stationen. Observationer utfördes med användning av en scintillationsräknare och en gasjoniseringsdetektor. Tre år senare utfördes samma mätningar av amerikanska forskare som använde Mariner 2-stationen. I slutet av 1990-talet, med hjälp av Ultraviolet Coronal Spectrometer.Ultraviolett Coronal Spektrometer ( UVCS) ) ombord på SOHO-satelliten genomfördes observationer av områden där snabb solvind förekommer vid solpolerna.

§ 43. sön

Solen är en stjärna, vars termonukleära reaktion i kärnan förser oss med den energi som behövs för livet.

Solen är den stjärna som ligger närmast jorden. Det ger ljus och värme, utan vilket livet på jorden skulle vara omöjligt. En del av solenergin som faller på jorden absorberas och sprids av atmosfären. Om så inte vore fallet skulle strålningseffekten som mottas av varje kvadratmeter av jordens yta från vertikalt fallande solstrålar vara cirka 1,4 kW/m 2 . Denna mängd kallas solkonstant. Genom att känna till det genomsnittliga avståndet från jorden till solen och solkonstanten kan vi hitta solens totala strålningskraft, som kallas dess ljusstyrka och lika med cirka 4. 10 26 W.

Solen är en enorm varm boll, huvudsakligen bestående av väte (70% av solens massa) och helium (28%), som roterar runt en axel (varv på 25-30 jorddagar). Solens diameter är 109 gånger större än jordens. Solens skenbara yta, dess fotosfär- det lägsta och tätaste lagret av solens atmosfär, varifrån bó det mesta av energin den avger. Fotosfärens tjocklek är cirka 300 km, och medeltemperaturen är 6000 K. Mörka fläckar är ofta synliga på solen ( solfläckar), existerande i flera dagar och ibland månader (bild 43 A). Lagret av solens atmosfär 12-15 tusen km tjockt, beläget ovanför fotosfären, kallas kromosfär. Solkorona- det yttre lagret av solens atmosfär, som sträcker sig till avstånd med flera av dess diametrar. Kromosfärens och solkoronans ljusstyrka är mycket låg, och de kan endast ses under en total solförmörkelse (fig. 43) b).

När du närmar dig solens centrum ökar temperaturen och trycket och nära den är de cirka 15× 10 6 K och 2,3 10 16 Pa, respektive. Vid en så hög temperatur blir solmateria plasma– en gas som består av atomkärnor och elektroner. Hög temperatur och tryck in solens kärna med en radie på cirka 1/3 av solens radie (bild 43 V) skapar förutsättningar för att reaktioner kan ske mellan kärnor, som ett resultat av vilka kärnor bildas och enorm energi frigörs.

Kärnreaktioner där tyngre kärnor produceras från lätta kärnor kallas termonukleär(från lat. termo - värme), eftersom de kan bara gå vid mycket höga temperaturer. Energiutbytet av en termonukleär reaktion kan vara flera gånger större än från klyvning av samma massa uran. Källan till solens energi är termonukleära reaktioner som sker i dess kärna. Det höga trycket i de yttre skikten av solen skapar inte bara förutsättningar för att en termonukleär reaktion kan inträffa, utan hindrar också dess kärna från att explodera.

Energin från en termonukleär reaktion frigörs i form av gammastrålning, som lämnar solens kärna och går in i ett sfäriskt lager som kallas strålningszon, tjocklek ca 1/3 av solens radie (fig. 43 V). Materia som finns i strålningszonen absorberar gammastrålning som kommer från kärnan och avger sin egen, men med en lägre frekvens. Därför, när strålningskvanterna rör sig från insidan till utsidan, minskar deras energi och frekvens, och gammastrålning omvandlas gradvis till ultraviolett, synlig och infraröd.

Solens yttre skal kallas konvektiv zon, där blandning av ämnet sker ( konvektion), och energiöverföringen utförs genom rörelsen av själva ämnet (fig. 43 V). En minskning av konvektion leder till en temperaturminskning med 1-2 tusen grader och uppkomsten av en solfläck. Samtidigt intensifieras konvektion nära solfläcken, och varmare materia transporteras till solens yta och i kromosfären, prominenser– utstötningar av materia på avstånd upp till ½ solens radie. Uppkomsten av fläckar åtföljs ofta solstormar– starkt sken från kromosfären, röntgenstrålning och ett flöde av snabbt laddade partiklar. Det har konstaterats att alla dessa fenomen, kallas solaktivitet, förekommer oftare, ju fler solfläckar det finns. Antalet solfläckar varierar i genomsnitt med en period på 11 år.

Granska frågor:

· Varför är lika med solkonstanten, och vad kallas solens ljusstyrka?

· Vad är solens inre struktur?

· Varför sker termonukleär reaktion bara i solens kärna?

· Lista över fenomenen med solaktivitet?