Главная → Депиляция → Строение солнца. Внутреннее строение Солнца. Строение атмосферы: фотосфера, хромосфера, корона. Зодиакальный свет и противосияние. Солнечный ветер Как называются верхние горячие слои атмосферы солнца

Строение солнца. Внутреннее строение Солнца. Строение атмосферы: фотосфера, хромосфера, корона. Зодиакальный свет и противосияние. Солнечный ветер Как называются верхние горячие слои атмосферы солнца

Жизненный опыт подсказывает нам, что чем ближе поднести руку к пламени, тем горячее будет руке. Однако в космосе многие вещи работают не так, как подсказывает бытовой опыт: например, температура видимой поверхности Солнца составляет «всего» 5800 К (5526,85 °C), а вот на удалении, во внешних слоях атмосферы звезды, поднимается до миллионов градусов.

Попробуйте решить эту маленькую частную проблемку, известную под названием Проблемы нагрева солнечной короны , одну из нерешенных проблем современной физики! Когда явление обнаружили, ученым казалось, что солнечная корона нарушает второй закон термодинамики — ведь не может же энергия изнутри звезды переноситься в область короны, минуя поверхность.

До 2007 года существовало две основных теории, объясняющие разогрев солнечной короны. Одна гласила о том, что магнитные поля разгоняют плазму короны до невероятных энергий, благодаря чему она приобретает температуру выше температуры поверхности. Авторы второй теории склонялись к тому, что энергия прорывается в атмосферу изнутри звезды.

Исследования Барта Де Понтью (Bart De Pontieu) и его коллег доказали , что ударные волны, исходящие из недр звезды обладают достаточной энергией для того, чтобы постоянно подпитывать корону энергией.

В 2013 году NASA запустило зонд IRIS, который непрерывно снимает границу между поверхностью Солнца и короной в разных диапазонах. Его целью был ответ на все тот же вопрос: есть ли у солнечной короны один постоянный источник тепла, или энергия попадает в атмосферу Солнца в результате множества взрывов? Разница между этими двумя объяснениями очень велика, но понять, какое из них верно, очень сложно из-за огромной теплопроводности короны. Как только в отдельной точке на Солнце происходит выброс энергии, температура почти мгновенно растет на огромной территории вокруг этой точки — и кажется, что температура короны более-менее постоянна.

Но аппарат IRIS фиксировал изменения температуры короны с таким маленьким интервалом, что ученым удалось увидеть множество «нановспышек» (nanoflares) где пересекались или накладывались магнитные линии. Вопрос о том, существует ли источник теплового излучения, который равномерно и постоянно нагревает корону, остается открытым, но теперь ясно, что по крайней мере часть энергии попадает в атмосферу Солнца из внутренних частей звезды в результате таких взрывов.

Позже наблюдения IRIS подтвердил аппарат EUNIS. Сейчас ученые почти уверены, что солнечная корона нагревается именно из-за множества маленьких взрывов, высвобождающих в атмосферу звезды раскаленную плазму, температура которой намного выше температуры поверхности Солнца.

Как и у любой планеты или звезды, у Солнца имеется своя атмосфера . Под ней подразумевают такие внешние слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство. Наша звезда целиком состоит из газа. Ее атмосфера начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои называют фотосферой . Поскольку их толщина составляет не более одной тысячной доли солнечного радиуса (от 100 до 400 км), фотосферу иногда называют поверхностью Солнца . Плотность газов в фотосфере 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. Средняя эффективная температура, которая воспринимается Землей, может быть подсчитана из уравнения Стефана-Больцмана и составляет 5778 К. При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях сохраняется относительно немного простейших молекул типа H 2, ОН, СН.
Если рассматривать Солнце в телескоп с большим увеличением, то можно наблюдать тонкие слои фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками - гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете именно конвекция, в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности.
Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, от которой определяются размеры звезды, расстояния от поверхности Солнца до других небесных тел и т. д.

Фотосфера-видимый диск Солнца. На рис. заметна небольшая темная область,

которая называется солнечным пятном. Температура в таких областях намного

ниже, по сравнению с окружающей атмосферой и достигает всего 1500 К.

Фотосфера постепенно переходит в более разряженные внешние солнечные слои атмосферы - хромосферу и корону . Хромосфера названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Невооруженным глазом ее можно разглядеть только в течении нескольких секунд во время полного солнечного затмения (когда Луна полностью закрывает (затмевает) Солнце от наблюдателя на Земле, т.е центры Земли , Луны и Солнца находятся на одной линии). Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул). Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере и увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 К ., а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы 10-15 тыс. километров. Рост температуры объяснятся распространением волн и магнитных полей, проникающих в нее из конвективной зоны.

Хромосфера Солнца, наблюдаемая во время полного

солнечного затмения

Хромосферу принято разделять на две зоны:

— нижняя хромосфера — простирается примерно до 1500 км, состоит из нейтрального водорода, в её спектре содержится большое количество слабых спектральных линий;

— верхняя хромосфера — сформирована из отдельных спикул, выбрасываемых из нижней хромосферы на высоту до 10 000 км и разделённых более разреженным газом.

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. Время от времени из хромосферы вздымаются струи, облака и арки раскаленного газа, называемые протуберанцами . Во время полного солнечного затмения они видны невооруженным глазом. Одни протуберанцы плавают спокойно, другие со скоростями в несколько сот километров в секунду поднимаются до высоты, достигающей солнечного радиуса. Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее. Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство.

Протуберанец - гигантский фонтан раскаленного газа, который

поднимается на высоту в десятки и сотни тысяч километров и

удерживается над поверхностью Солнца магнитным полем.

Солнечный протуберанец в сравнении с нашей планетой

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. Вспышки - самые мощные взрывоподобные процессы, наблюдаемые на Солнце. Они могут продолжаться всего несколько минут, но за это время выделяется энергия, которая иногда может достигать 10 25 Дж. Примерно такое же количество тела приходит от Солнца на всю поверхность Земли за целый год.
Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки - всё это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.

К внешнему слою атмосферы Солнца относится солнечнаяКорона. Она простирается на многие миллионы километров, а ее граница продолжается до самого конца всей Солнечной системы . Естественно все планеты, в том числе и наша Земля, находятся под огромным солнечным куполом. Солнечная корона начинается сразу после хромосферы и состоит из достаточно разреженного газа. Температура короны — порядка миллиона кельвинов. Причем от хромосферы она повышается до двух миллионов на расстоянии порядка 70000 км от видимой поверхности Солнца, а затем начинает убывать, достигая у Земли ста тысяч градусов.

Из-за огромной температуры частицы движутся так быстро,что при столкновениях от атомов отлетают электроны,которые начинают двигаться как свободные частицы. В результате этого лёгкие элементы полностью теряют все свои электроны,так что в короне практически нет атомов водорода или гелия,а есть только протоны и альфа-частицы. Тяжелые элементы теряют до 10-15 внешних электронов. По этой причине в солнечной короне наблюдаются необычные спектральные линии,которые долгое время не удавалось отождествить с известными химическими элементами.

Газовая оболочка, окружающая нашу планету Земля, известная как атмосфера, состоит из пяти основных слоев. Эти слои берут начало на поверхности планеты, от уровня моря (иногда ниже) и поднимаются до космического пространства в следующей последовательности:

Тропосфера;
Стратосфера;
Мезосфера;
Термосфера;
Экзосфера.

Схема основных слоев атмосферы Земли

В промежутке между каждым из этих основных пяти слоев находятся переходные зоны, называемые «паузами», где происходят изменения температуры, состава и плотности воздуха. Вместе с паузами, атмосфера Земли в общей сложности включает 9 слоев.

Тропосфера: где происходит погода

Из всех слоев атмосферы тропосфера является тем, с которым мы больше всего знакомы (осознаете ли вы это или нет), так как мы живем на ее дне - поверхности планеты. Она окутывает поверхность Земли и простирается вверх на несколько километров. Слово тропосфера означает «изменение шара». Очень подходящее название, так как этот слой, где происходит наша повседневная погода.

Начиная с поверхности планеты, тропосфера поднимается на высоту от 6 до 20 км. Нижняя треть слоя, ближайшая к нам, содержит 50% всех атмосферных газов. Это единственная часть всего состава атмосферы, которая дышит. Благодаря тому, что воздух нагревается снизу земной поверхностью, поглощающей тепловую энергию Солнца, с увеличением высоты температура и давление тропосферы понижаются.

На вершине находится тонкий слой, называемый тропопаузой, который является всего лишь буфером между тропосферой и стратосферой.

Стратосфера: дом озона

Стратосфера - следующий слой атмосферы. Он простирается от 6-20 км до 50 км над земной поверхностью Земли. Это слой, в котором летают большинство коммерческих авиалайнеров и путешествуют воздушные шары.

Здесь воздух не течет вверх и вниз, а движется параллельно поверхности в очень быстрых воздушных потоках. По мере того, как вы поднимаетесь, температура увеличивается, благодаря обилию природного озона (O 3) - побочного продукта солнечной радиации и кислорода, который обладает способностью поглощать вредные ультрафиолетовые лучи солнца (любое повышение температуры с высотой в метеорологии, известно как "инверсия").

Поскольку стратосфера имеет более теплые температуры внизу и более прохладные наверху, конвекция (вертикальные перемещения воздушных масс) встречается редко в этой части атмосферы. Фактически, вы можете рассматривать из стратосферы бушующую в тропосфере бурю, поскольку слой действует как «колпачок» для конвекции, через который не проникают штормовые облака.

После стратосферы снова следует буферный слой, на этот раз называемый стратопаузой.

Мезосфера: средняя атмосфера

Мезосфера находится примерно на расстоянии 50-80 км от поверхности Земли. Верхняя область мезосферы является самым холодным естественным местом на Земле, где температура может опускаться ниже -143° C.

Термосфера: верхняя атмосфера

После мезосферы и мезопаузы следует термосфера, расположенная между 80 и 700 км над поверхностью планеты, и содержит менее 0,01% всего воздуха в атмосферной оболочке. Температуры здесь достигают до +2000° C, но из-за сильной разреженности воздуха и нехватки молекул газа для переноса тепла, эти высокие температуры воспринимаются, как очень холодные.

Экзосфера: граница атмосферы и космоса

На высоте около 700-10000 км над земной поверхностью находится экзосфера - внешний край атмосферы, граничащий с космосом. Здесь метеорологические спутники вращаются вокруг Земли.

Как насчет ионосферы?

Ионосфера не является отдельным слоем, а на самом деле этот термин используется для обозначения атмосферы на высоте от 60 до 1000 км. Она включает в себя самые верхние части мезосферы, всю термосферу и часть экзосферы. Ионосфера получила свое название, потому что в этой части атмосферы излучение Солнца ионизируется, когда проходит магнитные поля Земли на и . Это явления наблюдается с земли как северное сияние.

Солнце - центральное тело Солнечной системы - представляет собой очень горячий плазменный шар. Солнце - ближайшая к земле звезда. Свет от него доходит до нас за 8 1/3 мин. Солнце решающим образом повлияло на образование всех тел Солнечной системы и создало те условия, которые привели к возникновению и развитию на Земле жизни.

Радиус Солнца в 109 раз, а объем примерно в 1 300 000 раз больше соответственно радиуса и объема Земли. Велика и масса Солнца. Она примерно в 330 000 раз больше массы Земли и почти в 750 раз больше суммарной массы движущихся вокруг него планет.

Солнце, вероятно, возникло вместе с другими телами Солнечной системы из газопылевой туманности. Примерно 5 млрд. ле6т назад. Сначала вещество Солнца сильно разогревалось из-за гравитационного сжатия, но вскоре температура и давление в недрах настолько увеличились, что самопроизвольно начали происходить ядерные реакции. В результате этого очень сильно поднялась температура в центре Солнца, а давление в его недрах возросло настолько, что смогло уравновесить силу тяжести и остановить гравитационное сжатие. Так возникла современная структура Солнца. Эта структура поддерживается происходящим в его недрах медленным превращением водорода в гелий. За 5 млрд. лет существования Солнца уже около половины водорода в его центральной области превратилось в гелий. В результате этого процесса выделяется то количество энергии, которое Солнце излучает в мировое пространство.

Мощность излучения Солнца очень велика: она равна 3,8?10 20 МВт. На Землю попадает ничтожная часть солнечной энергии, составляющая около половины миллиардной доли. Она поддерживает в газообразном состоянии земную атмосферу, постоянно нагревает сушу и водоемы, дает энергию ветрам и водопадам, обеспечивает жизнедеятельность животных и растений. Часть солнечной энергии запасена в недрах Земли в виде каменного угля, нефти и других полезных ископаемых.

Солнце представляет собой сферически симметричное тело, находящееся в равновесии. Всюду на одинаковых расстояниях от центра этого шара физические условия одинаковы, но они заметно меняются по мере приближения к центру. Плотность и давление быстро нарастают вглубь, где газ сильнее сжат давлением выше лежащих слоев. Следовательно, температура также растет по мере приближения к центру. В зависимости от изменения физических условий Солнце можно разделить на несколько концентрических слоев, постепенно переходящих друг в друга.

В центре Солнца температура составляет 15 млн. градусов, а давление превышает сотни миллиардов атмосфер. Газ сжат здесь до плотности около 1,5х10 5 кг/м 3 . Почти вся энергия Солнца генерирует в центральной области с радиусом примерно в 1/3 солнечного. Через слои, окружающие центральную часть, эта энергия передается наружу. На протяжении последней трети радиуса находится конвективная зона. Причина возникновения перемешивания (конвекция) в наружных слоях Солнца та же, что и в кипящем чайнике: количество энергии, поступающее от нагревателя, гораздо больше того, которое отводится теплопроводностью. Поэтому вещество вынужденно приходит в движение и начинает само переносить тепло.

Слои Солнца фактически ненаблюдаемы. Об их существовании известно либо из теоретических расчетов, либо на основании косвенных данных. Над конвективной зоной располагаются непосредственно наблюдаемые слои Солнца, называемые его атмосферой. Они лучше изучены, так как об их свойствах можно судить из наблюдений.

Внутреннее строение Солнца слоистое, или оболочечное, оно дифференцировано на сферы, или области. В центре находится ядро, затем область лучевого переноса энергии , далее конвективная зона и, наконец, атмосфера . К ней ряд исследователей относят три внешние области: фотосферу, хромосферу и корону . Правда, другие астрономы к солнечной атмосфере относят только хромосферу и корону.

Ядро - центральная область Солнца со сверхвысоким давлением и температурой, обеспечивающих течение ядерных реакций. Они выделяют огромное количество электромагнитной энергии в предельно коротких диапазонах волн.

Область лучевого переноса энергии находится над ядром. Она образована практически неподвижным и невидимым сверхвысокотемпературным газом. Передача через нее энергии, генерируемой в ядре, к внешним сферам Солнца осуществляется лучевым способом, без перемещения газа. Этот процесс надо представлять себе примерно так. Из ядра в область лучевого переноса энергия поступает в предельно коротковолновых диапазонах - гамма излучения, а уходит в более длинноволновом рентгеновском, что связано с понижением температуры газа к периферической зоне.

Конвективная область располагается над предыдущей. Она образована также невидимым раскаленным газом, находящимся в состоянии конвективного перемешивания. Оно обусловлено положением области между двумя средами, резко различающимися по господствующим в них давлению и температуре. Перенос тепла из солнечных недр к поверхности происходит в результате локальных поднятий сильно нагретых масс воздуха, находящихся под высоким давлением, к периферии светила, где температура газа меньше и где начинается световой диапазон излучения Солнца. Толщина конвективной области оценивается приблизительно в 1/10 часть солнечного радиуса.

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 = 14º,4 - 2º,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?