Солнечная атмосфера
СОЛНЕЧНАЯ АТМОiЕРА
Атмосфера тАФ это воздух, коВнторым мы дышим, привычная нам гаВнзовая оболочка Земли. Такие обоВнлочки есть и у других планет. Звёзды целиком состоят из газа, но их внешВнние слои также именуют атмосферой. При этом внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглоВнщаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство
Фотосфера
ВаВаВаВа Солнца начинается на 200тАФ300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосфеВнрой. Поскольку их толщина составляВнет не более одной трёхтысячной доВнли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхноВнстью Солнца
Плотность газов в фотосфере приВнмерно такая же, как в земной стратоВнсфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фоВнтосферы 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 моВнлекулы газа распадаются на отдельВнные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется отноВнсительно немного простейших молеВнкул и радикалов типа Н 2 , ОН, СН
ВаВаВа 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 ВлхолодВнномВ» слое фотосферы при ВлналипанииВ» на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые доставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возВнникновении отрицательн ые ио ны водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непроВнзрачность атмосферы с глубиной быстро растёт. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким
ВаВаВаВаВаВаВаВа Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра тАФ Узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскликнул:
ВлСпектрум!В» (лат. spectrum тАФ ВлвидеВнниеВ»). 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 ВлАнализ Видимого светаВ»). Ва В телескоп с большим увеличениВнем можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками тАФ гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания Ва 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
ВаВаВаВаВа В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. ВаВаВаВаВаВаВа 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 тАФ 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 тАФ солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем чёрным, хотя в действиВнтельности яркость его слабее только раз в десять
С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки тАФ поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна как правило, состоят из тёмной часВнти (ядра) и менее тёмной тАФ полутеВнни, структура которой придаёт пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельВнными полями
Фотосфера постепенно перехоВндит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы тАФ хроВнмосферу и корону
Ва
Хромосфера
ВаВаВа Хромосфера (греч . Вл с фера цветаВ») наВнзвана так за свою красновато-фиолеВнтовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что заВнтмившего Солнце. Хромосфера весьВнма неоднородна и состоит в основВнном 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 10тАФ 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 гигантВнской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастаВнют, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится гоВнрячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной атВнмосферы, которые расположены выВнше хромосферы
ВаВаВаВаВа Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов тАФ и не дожидаясь затмеВнний) над поверхностью Солнца можВнно наблюдать причудливой формы ВлфонтаныВ», ВлоблакаВ», ВлворонкиВ», ВлкусВнтыВ», ВларкиВ» и прочие ярко светящиеВнся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижныВнми или медленно изменяющимися, окружёнными плавными изогнутыми струями, которые стекают в хромосферу или вытекают из неё, подВннимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосфеВнры тАФ 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 слоВнями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потоВнму, что их вещество поддерживается магнитными полями активных облаВнстей Солнца
Впервые спе ктр пр отуберанца вне затмения наблюдали французский асВнтроном Пьер Жансен и его английВнский коллега Джозеф Локьер в 1868 г . Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него находится протубеВнранец, то можно заметить спектр его Ва излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по часВнтям. Спе ктр пр отуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других хиВнмических элементов тоже присутствуВнют, но они намного слабее
ВаВаВаВа Некоторые протуберанцы, проВнбыв долгое время без заметных измеВннений, 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 движеВнние составляющих её газов
ВаВаВаВа Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычно неВнсколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях воВндорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. ВаВаВаВаВа Особенно сильно возрастает ультраВнфиолетовое и рентгеновское излучеВнние: порой его мощность в нескольВнко раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковолВнновой области спектра до вспышки
Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки тАФ всё это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце станоВнвится больше
Корона
ВаВаВаВаВа В отличие от фотосферы и хромоВнсферы самая внешняя часть атмосфеВнры Солнца тАФ корона тАФ обладает огромной протяжённостью: она проВнстирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солВннечным радиусам, а её слабое продолВнжение уходит ещё дальше
ВаВаВаВа Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительВнно 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 необыВнчайно обширна. Следовательно, имеВнются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в коВнроне, разогретой до температуры 1 тАФ 2 млн градусов!
Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного заВнтмения. Правда, за те несколько миВннут, что она длится, очень трудно заВнрисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наВнблюдателя едва лишь начинает приВнвыкать к внезапно наступившим суВнмеркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещаВнет о конце затмения. Поэтому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точВнно определить её цвет
Изобретение фотографии дало асВнтрономам объективный и докуменВнтальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайВншая к Солнцу её часть, так называемая внутренняя корона, сравнительно яркая, в то время как далеко простиВнрающаяся внешняя корона представВнляется очень бледным сиянием. ПоэВнтому если на фотографиях хорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках, где просматриваются детаВнли внутренней короны, внешняя соВнвершенно незаметна. Чтобы преодоВнлеть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить сразу несколько снимков короны тАФ с больВншими и маленькими выдержками. Или же корону фотографируют, поВнмещая перед фотопластиной специВнальный ВлрадиальныйВ» фильтр, ослабВнляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На таких снимках её структуру можно прослеВндить до расстояний во много солнечВнных радиусов
ВаВаВаВа Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое количество деталей: корональные лучи, всевозможные ВлдугиВ», ВлшлемыВ» и другие сложные образоваВнния, чётко связанные с активными обВнластями
ВаВаВаВа Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообВнразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи пряВнмые, а иногда они сильно изогнуты
ВаВаВаВа Ещё в 1897 г . пулковский астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил, что общий вид солнечной короны пеВнриодически меняется. Оказалось, что это связано с 11 -летним циклом солВннечной активности
ВаВаВаВа С 11 -летним периодом меняется как общая яркость, так и форма солВннечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравниВнтельно округлую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у солВннечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экВнваториальных и средних широтах. Форма короны становится вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые поВнлярные щёточки. При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного обВнразования пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на широтах 30тАФ40В°. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору
Тщательные исследования позволиВнли установить, что между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует опреВнделённая связь. Например, над пятнаВнми и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей ярВнкость хромосферы увеличивается. ТаВнк ую её о бласть называют обычно возбуждённой. Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённых областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. ПротуВнберанцы также часто бывают окружеВнны оболочками из корональной маВнтерии
ВаВаВаВаВаВа Корона оказалась уникальной есВнтественной лабораторией, в которой можно наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на ЗемВнле условиях
ВаВаВаВаВаВа На рубеже XIXтАФXX столетий, когда физика плазмы фактически ещё не суВнществовала, наблюдаемые особенноВнсти короны представлялись необъясВннимой загадкой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его свет отражается зеркалом. При этом, однако, во внутренней коВнроне совсем исчезают характерные для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь появляются далеко от края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабые. Кроме того, свет короны поляризован: плосВнкости, в которых колеблются световые волны, располагаются в основном каВнсательно к солнечному диску
ВаВаВаВаВа С удалеВннием от Солнца доля поляризованных лучей сначала увеличивается (почти до 50%), а затем уменьшается. НакоВннец, в спектре короны появляются ярВнкие эмиссионные линии, которые почти до середины XX в. не удавалось отождествить ни с одним из известВнных химических элементов
ВаВаВаВаВа Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны тАФ высокая температура сильно разреВнженного газа. При температуре свыше1 млн градусов средние скорости атоВнмов водорода превышают 100 км/с, а у свободных электронов они ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, неВнсмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в 1 см3, что в 100 млрд раз разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно чаВнсты столкновения атомов, особенно с электронами. Силы электронных удаВнров так велики, что атомы лёгких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь ВлголыеВ» атомные ядра. Более тяжёлые элементы сохраВнняют самые глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высоВнкой степени ионизации
ВаВаВаВаВаВа Итак, корональный газ тАФ это высокоионизованная плазма; она соВнстоит из множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть больВншего количества свободных электВнронов, возникших при ионизации атомов водорода (по одному электВнрону), гелия (по два электрона) и боВнлее тяжёлых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные электроны, его часто наВнзывают электронным газом, хотя при этом подразумевается наличие такого количества положительных ионов, которое полностью обеспеВнчивало бы нейтральность плазмы в целом
ВаВаВаВаВа Белый цвет короны объясняется рассеянием обычного солнечного света на свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направлеВнние рассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным излучением высокоионизованных атомов железа, аргона, никеля кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеянием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют межзвёздной среде. А отсутствие линий во внутренней короне связан с тем, что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все световые кванты испытывают стол значительные изменения частот, что даже сильные фраунгоферовы лини солнечного спектра полностью ВлзамываютсяВ»
Итак, корона Солнца тАФ сама 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. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400тАФ 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 ещё более разреженной межзвёздной средой. ВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВаВа
Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и за щищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет 1 многие процессы, происходящие 1 Земле (геофизические явления)
Вместе с этим смотрят:
Солнечные затменияСолнечные пятнаСолнцеСтратоплан