Каталог :: Астрономия

Доклад: Солнечная атмосфера

                           Солнечная атмосфера.                           
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                                
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 Н2, 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.
Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое
количество деталей: корональные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие
сложные образова­ния, чётко связанные с активными об­ластями.
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.
Ещё в 1897 г. пулковский астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил, что
общий вид солнечной короны пе­риодически меняется. Оказалось, что это связано
с 11 -летним циклом сол­нечной активности.
С 11 -летним периодом меняется как общая яркость, так и форма сол­нечной
короны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравни­тельно округлую
форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как
у сол­нечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало,
корональные лучи образуются лишь в эк­ваториальных и средних широтах. Форма
короны становится вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи,
так называемые по­лярные щёточки. При этом общая яркость короны уменьшается.
Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным
перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного об­разования
пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на
широтах 30—40°. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору.
Тщательные исследования позволи­ли установить, что между структурой короны и
отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует опре­делённая связь.
Например, над пятна­ми и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые
корональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании
корональных лучей яр­кость хромосферы увеличивается. Та­кую её область
называют обычно возбуждённой. Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённых
областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования.
Проту­беранцы также часто бывают окруже­ны оболочками из корональной
ма­терии.
Корона оказалась уникальной ес­тественной лабораторией, в которой можно
наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Зем­ле условиях.
На рубеже XIX—XX столетий, когда физика плазмы фактически ещё не
су­ществовала, наблюдаемые особенно­сти короны представлялись необъяс­нимой
загадкой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его
свет отражается зеркалом. При этом, однако, во внутренней ко­роне 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: плос­кости, в которых колеблются
световые волны, располагаются в основном ка­сательно к солнечному диску.
С удале­нием от Солнца доля поляризованных лучей сначала увеличивается (почти
до 50%), а затем уменьшается. Нако­нец, в спектре короны появляются яр­кие
эмиссионные линии, которые почти до середины XX в. не удавалось отождествить
ни с одним из извест­ных химических элементов.
Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны — высокая
температура сильно разре­женного газа. При температуре свыше1 млн градусов
средние скорости ато­мов водорода превышают 100 км/с, а у свободных
электронов они ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, не­смотря на сильную
разреженность вещества (всего 100 млн частиц в 1 см3, что в 100 млрд раз
разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно ча­сты столкновения атомов,
особенно с электронами. Силы электронных уда­ров так велики, что атомы лёгких
элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них
остаются лишь «голые» атомные ядра. Более тяжёлые элементы сохра­няют самые
глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высо­кой степени
ионизации.
Итак, корональный газ — это высокоионизованная плазма; она со­стоит из
множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и
чуть боль­шего количества свободных элект­ронов, возникших при ионизации
атомов водорода (по одному элект­рону), гелия (по два электрона) и бо­лее
тяжёлых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные
электроны, его часто на­зывают электронным газом, хотя при этом
подразумевается наличие такого количества положительных ионов, которое
полностью обеспе­чивало бы нейтральность плазмы в целом.
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 направле­ние 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, чи даже сильные фраунгоферовы
лини солнечного спектра полностью «замываются».
Итак, корона Солнца — 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 400— 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.
Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от
её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля. Через
корону солнечная активность влияет 1 многие процессы, происходящие 1 Земле
(геофизические явления).
     Вертикальный свиток: Доклад
по
Астрономии.


Солнечная Атмосфера.









Пачерского Андрея
11 “ В ” сш № 37