Звёзды целиком состоят из газа. Но их внешние слои тоже именуют атмосферой.

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 одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца. Плотность газа в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается то 8000 К на глубине 300 км. до 4000 К в самых верхних слоях. В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками - гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика, но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы - хромосферу и корону.

Хромосфера (греч. «сфера света») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна вовремя полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного 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 2-3 раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы - 10-15 тыс. км. Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской 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 слоёв солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы. Часто во время затмений над поверхностью солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы - протуберанцы. Они 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. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство.

В отличие от хромосферы и фотосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца - корона - обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам. Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты. Общий вид солнечной короны периодически меняется. Это связано с одиннадцатилетнем циклом солнечной активности. Меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен он имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, форма короны становится вытянутой, при этом общая яркость короны уменьшается. Итак, корона Солнца - самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам: оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы - солнечного ветра. Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля.

Атмосфера

Земная атмосфера - это воздух, которым мы дышим, привычная нам газовая оболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет. Звёзды целиком состоят из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой. При этом внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство.

Фотосфера

Фотосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной 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 слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К.

При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного простейших молекул и радикалов типа Н 2 , ОН, СН.

Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в I земной природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее “холодном” слое фотосферы при “налипании” на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые доставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растёт. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.

Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра - Узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскликнул:

“Спектрум!” (лат. spectrum - “видение”). Позже в спектре Солнца заметили тёмные линии и сочли их границами цветов. В 1815 г. немецкий физик Йозеф Фраунгофер дал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре, и их стали называть его именем. Оказалось, что фраунгоферовы линии соответствуют эким участкам спектра, которые сильно поглощаются атомами различных веществ (см. статью “Анализ Видимого света”). В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками - гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы.

В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма - хороший проводник, она не может перемешиваться поперёк линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъём горячих газов снизу тормозится, и возникает тёмная область - солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем чёрным, хотя в действительности яркость его слабее только раз в десять.

С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки - поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна как правило, состоят из тёмной части (ядра) и менее тёмной - полутени, структура которой придаёт пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы - хромосферу и корону.

Хромосфера

Хромосфера (греч. “сфера цвета”) названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного 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 протяжённость хромосферы 10- 15 тыс. километров.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской 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 (а при помощи специальных спектральных приборов - и не дожидаясь затмений) 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, окружёнными плавными изогнутыми струями, которые стекают в хромосферу или вытекают из неё, 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 тёмными, 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.

Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по частям. 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 как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих её 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.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки - всё это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.

Корона

В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца - корона - обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а её слабое продолжение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъёме 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. Следовательно, имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1 - 2 млн градусов!

Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва лишь начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Поэтому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точно определить её цвет.

Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу её часть, так называемая внутренняя корона, сравнительно яркая, в то время как далеко простирающаяся внешняя корона представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографиях хорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках, где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершенно незаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить сразу несколько снимков короны - с большими и маленькими выдержками. Или же корону фотографируют, помещая перед фотопластиной специальный “радиальный” фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На такихснимках её структуру можно проследить до расстояний во много солнечных радиусов.

Вопросы программы:

Химический состав солнечной атмосферы;

Вращение Солнца;

Потемнение солнечного диска к краю;

Внешние слои солнечной атмосферы: хромосфера и корона;

Радио- и рентгеновское излучение Солнца.

Краткое содержание:

Химический состав солнечной атмосферы;

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч тёмных линий поглощения, называемых фраунгоферовыми . Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезелёной части, у длин волн 4300 - 5000 А. В обе стороны от максимума интенсивность спектра убывает.

Внеатмосферные наблюдения показали, что Солнце излучает в невидимые коротковолновую и длинноволновую области спектра. В более коротковолновой области спектр резко меняется. Интенсивность непрерывного спектра быстро падает, а тёмные фраунгоферовы линии сменяются эмиссионными.

Самая сильная линия солнечного спектра находится в ультрафиолетовой области. Это резонансная линия водорода L ? ?с длиной волны 1216 А. В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии Н и К ионизованного кальция. После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода H ? , H ? , H ? , затем резонансные линии натрия, линии магния, железа, титана, других элементов. Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами около 70 известных химических элементов из таблицы Д.И. Менделеева. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, железа, кальция, др. элементов.

Преобладающим элементом на Солнце является водород. На его долю приходится 70% массы Солнца. Следующим является гелий - 29% массы. На остальные элементы вместе взятые приходится чуть больше 1%.

Вращение Солнца

Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца.

Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптики угол в 7 0 15’ и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведённым из центра Солнца в данную точку на его поверхности называетсягелиографической широтой .

Угловая скорость вращения Солнца убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам.

В среднем ??= 14?,4 - 2?,7 sin 2 B, где В - гелиографическая широта. Угловая скорость измеряется углом поворота за сутки.

Сидерический период экваториальной области равен 25 суток, вблизи полюсов он достигает 30 суток. Вследствие вращения Земли вокруг Солнца его вращение кажется более замедленным и равно 27 и 32 суток соответственно (синодический период).

Потемнение солнечного диска к краю

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”.

При наблюдении солнечного диска заметно его потемнение к краю. По мере удаления от центра, яркость убывает очень быстро. Этот эффект объясняется тем, что в фотосфере происходит рост температуры с глубиной.

Различные точки солнечного диска характеризуют углом ?, который составляет луч зрения с нормалью к поверхности Солнца в рассматриваемом месте. В центре диска этот угол равен 0, и луч зрения совпадает с радиусом Солнца. На краю?= 90 и луч зрения скользит вдоль касательной к слоям Солнца. Большая часть излучения некоторого слоя газа исходит от уровня, находящегося на оптической глубине??1. Когда луч зрения пересекает слои фотосферы под большим углом?, оптическая глубина??1 достигается в более внешних слоях, где температура меньше. Вследствие этого интенсивность излучения от краёв солнечного диска меньше интенсивности излучения его середины.

Уменьшение яркости солнечного диска к краю в первом приближении может быть представлено формулой:

I (?) = I 0 (1 - u + cos?),

где I (?) - яркость в точке, в которой луч зрения составляет угол??с нормалью, I 0 - яркость излучения центра диска, u - коэффициент пропорциональности, зависящий от длины волны.

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.

Внешние слои солнечной атмосферы: хромосфера и корона

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. Наиболее 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.

Радио- и рентгеновское излучение Солнца

С олнечная корона полностью прозрачна для видимого излучения, но плохо пропускает радиоволны, которые испытывают в ней сильное поглощение и преломление. На метровых волнах яркостная температура короны достигает миллиона градусов. На более коротких волнах она уменьшается. Это связано с увеличением глубины, откуда выходит излучение, из-за уменьшения поглощающих свойств плазмы.

Радиоизлучение солнечной короны прослежено на расстояния в несколько десятков радиусов. Это возможно благодаря тому, что Солнце ежегодно проходит мимо мощного источника радиоизлучения - Крабовидной туманности и солнечная корона затмевает его. Происходит рассеяние излучения туманности в неоднородностях короны. Наблюдаются всплески радиоизлучения Солнца, вызванные колебаниями плазмы, связанными с прохождениями через неё космических лучей во время хромосферных вспышек.

Рентгеновское излучение изучено при помощи специальных телескопов, установленных на космических аппаратах. Рентгеновское изображение Солнца имеет неправильную форму с множеством ярких пятен и “клочковатой” структурой. Вблизи оптического лимба заметно увеличение яркости в виде неоднородного кольца. Особенно яркие пятна наблюдаются над центрами солнечной активности, в областях, где находятся мощные источники радиоизлучения на дециметровых и метровых волнах. Это означает, что рентгеновское излучение возникает в основном с солнечной короне. Рентгеновские наблюдения Солнца позволяют проводить детальные исследования структуры солнечной короны непосредственно в проекции на диск Солнца. Рядом с яркими областями свечения короны над пятнами обнаружены обширные тёмные области, не связанные ни с какими заметными образованиями в видимых лучах. Они называютсякорональными дырами и связаны с участками солнечной атмосферы, в которых магнитные поля не образуют петель. Корональные дыры являются источником усиления солнечного ветра. Они могут существовать в течение нескольких оборотов Солнца и вызывать на Земле 27-дневную периодичность явлений, чувствительных к корпускулярному излучению Солнца.

Контрольные вопросы:

Какие химические элементы преобладают в солнечной атмосфере?

Как можно узнать о химическом составе Солнца?

С каким периодом Солнце вращается вокруг своей оси?

Совпадает ли период вращения экваториальных и полярных областей Солнца?

Что такое фотосфера Солнца?

Какое строение имеет Солнечная фотосфера?

Чем вызвано потемнение солнечного диска к краю?

Что такое грануляция?

Что такое солнечная корона?

Какова плотность вещества в короне?

Что такое солнечная хромосфера?

Что такое спикулы?

Какова температура короны?

Чем объясняется большая температура короны?

Каковы особенности радиоизлучения Солнца?

Какие области Солнца ответственны за появление рентгеновского излучения?

Литература:

Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М., Эдиториал УРСС, 2004.

Галузо И.В., Голубев В.А., Шимбалев А.А. Планирование и методика проведения уроков. Астрономия в 11 классе. Минск. Аверсэв. 2003.

Уипл Ф.Л. Семья Солнца. М. Мир. 1984

Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. М. Наука. 1984

Солнце , несмотря на то, что числится «желтым карликом» так велико, что нам даже сложно представить. Когда мы говорим, что масса Юпитера — это 318 масс Земли, это кажется невероятным. Но когда мы узнаем, что 99,8% массы всего вещества приходится на Солнце — это просто выходит за рамки понимания.

За прошедшие годы мы немало узнали о том как устроена «наша» звезда. Хотя человечество не изобрело (и вряд ли когда-то изобретет) исследовательский зонд, способный физически приблизиться к Солнцу и взять пробы его вещества, мы итак неплохо осведомлены об его составе.

Знание физики и возможности дают нам возможность точно сказать, из чего состоит Солнце: 70% от его массы составляет водород, 27% — гелий, другие элементы (углерод, кислород, азот, железо, магний и другие) — 2,5% .

Однако, только этой сухой статистикой наши знания, к счастью, не ограничиваются.

Что находится внутри Солнца

Согласно современным расчетам температура в недрах Солнца достигает 15 — 20 миллионам градусов Цельсия, плотность вещества звезды достигает 1,5 грамма на кубический сантиметр.

Источник энергии Солнца — постоянно идущая ядерная реакция, протекающая глубоко под поверхностью, благодаря которой и поддерживается высокая температуру светила. Глубоко под поверхностью Солнца водород превращается в гелий в следствии ядерной реакции с сопутствующим выделением энергии.
«Зона ядерного синтеза» Солнца называется солнечным ядром и имеет радиус примерно 150-175 тыс. км (до 25 % радиуса Солнца). Плотность вещества в солнечном ядре в 150 раз превышает плотность воды и почти в 7 раз — плотность самого плотного вещества на Земле: осмия.

Ученым известны два вида термоядерных реакций протекающих внутри звезд: водородный цикл и углеродный цикл . На Солнце преимущественно протекает водородный цикл , который можно разбить на три этапа:

• ядра водорода превращаются в ядра дейтерия (изотоп водорода)
• ядра водорода превращаются в ядра неустойчивого изотопа гелия
• продукты первой и второй реакции связываются с образованием устойчивого изотопа гелия (Гелий-4).

Каждую секунду в излучение превращаются 4,26 миллиона тонн вещества звезды, однако по сравнению с весом Солнца, даже это невероятное значение так мало, что им можно пренебречь.

Выход тепла из недр Солнца совершается путем поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу и его дальнейшего переизлучения.

Ближе к поверхности солнца излучаемая из недр энергия переносится преимущественно в зоне конвекции Солнца с помощью процесса конвекции — перемешивании вещества (теплые потоки вещества поднимаются ближе к поверхности, холодные же опускаются).
Зона конвекции залегает на глубине около 10% солнечного диаметра и доходит почти до поверхности звезды.

Атмосфера Солнца

Выше зоны конвекции начинается атмосфера Солнца, в ней перенос энергии снова происходит с помощью излучения.

Фотосферой называют нижний слой солнечной атмосферы — видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствует оптической толщине приблизительно в 2/3 единицы, а в абсолютных величинах фотосфера достигает толщины 100-400 км. Именно фотосфера является источником видимого излучения Солнца, температура составляет от 6600 К (в начале) до 4400 К (у верхнего края фотосферы).

На самом деле Солнце выглядит как идеальный круг с четкими границами только потому, что на границе фотосферы его яркость падает в 100 раз за менее чем одну секунду дуги. За счет этого края Солнечного диска заметно менее ярки нежели центр, их яркость всего 20% от яркости центра диска.

Хромосфера — второй атмосферный слой Солнца, внешняя оболочка звезды, толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К. Наблюдая Солнце с Земли, мы не видим хромосферу из-за малой плотности. Её можно наблюдать только во время солнечных затмений — интенсивное красное свечение вокруг краев солнечного диска, это и есть хромосфера звезды.

Солнечная корона — последняя внешняя оболочка солнечной атмосферы. Корона 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 до 2 млн К, но может доходить и до 20 млн К. Однако, как и в случае с хромосферой — с земли солнечная корона видна только во время затмений. Слишком малая плотность вещества солнечной короны не позволяет наблюдать её в обычных условиях.

Солнечный ветер

Солнечный ветер – поток заряженных частиц (протонов и электронов), испускаемых нагретыми внешними слоями атмосферы звезды, который простирается до границ нашей планетарной системы. Светило ежесекундно теряет миллионы тонн своей массы, из-за этого явления.

Около орбиты планеты Земля скорость частиц солнечного ветра достигает 400 километров в секунду (они перемещаются по нашей звездной системе со сверхзвуковой скоростью), а плотность солнечного ветра от нескольких до нескольких десятков ионизированных частиц в кубическом сантиметре.

Именно солнечный ветер нещадно «треплет» атмосферу планет, «выдувая» содержащиеся в ней газы в открытый космос, он же во многом ответственен за . Противостоять солнечному ветру Земле позволяет магнитное поле планеты, которое служит невидимой защитой от солнечного ветра и препятствует оттоку атомов атмосферы в открытый космос. При столкновении Солнечного ветра с магнитным полем планеты происходит оптическое явление, которое на Земле мы называем – полярное сияние , сопровождаемое магнитными бурями.

Впрочем, неоспорима и польза солнечного ветра — именно он «сдувает» из Солнечной системы и космическую радиацию галактического происхождения – а следовательно оберегает нашу звездную систему от внешних, галактических излучений.

Глядя на красоту полярных сияний, трудно поверить, что эти всполохи — видимый признак солнечного ветра и магнитосферы Земли

солнце активность фотосфера ветер

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 неё 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.

Хромосфера (от др.-греч. чспмб -- цвет, уцбЯсб -- шар, сфера) -- 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 водорода из 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).

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 1 000 000 до 2 000 000 К, а максимальная, в отдельных участках, -- от 8 000 000 до 20 000 000 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, эффект магнитного присоединения и воздействием ударных волн. 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.

Солнечный ветер. Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер -- поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и б-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.