Чем дальше от солнца тем горячее
Не совсем так. От ядра Солнца, где происходят термоядерные реакции, до фотосферы, как и следует ожидать, температура падает, а от фотосферы вверх к короне, как ни странно, быстро нарастает. Это наблюдательный факт.
О повышении температуры с высотой свидетельствуют спектры, полученные с разных уровней атмосферы Солнца. Спектры несут огромное, можно сказать бесконечное, количество информации о физике Солнца: температура, давление, динамика, химический состав, магнитное поле, межатомное электрическое поле, турбуленция, скорость осевого вращения (нетвердотельного) – далеко не полный перечень тех сведений, которые получают по спектрам. Все эти характеристики непрерывно изменяются во времени, изменяются от точки к точке и с глубиной в протяженной атмосфере Солнца. Особый интерес представляют спектры различных активных образований, влияющих на процессы, происходящие на Земле.
Понятие «температура» — весьма неоднозначное: эффективная температура может быть не равна кинетической, яркостная – цветовой и так далее. В данной статье используется понятие температуры, при которой происходит возбуждение и ионизация атомов различных химических элементов.
Спектр фотосферы – непрерывный спектр излучения с тысячами линий поглощения. Спектр фотосферы в основном формируется при присоединении электронов к нейтральным атомам водорода с образованием экзотических отрицательных ионов (один протон и не один, а два электрона). Скорость свободных электронов может быть любой (в определенном интервале), поэтому возникающие при рекомбинации фотоны создают непрерывный спектр.
Спектр фотосферы
Максимум интенсивности спектра фотосферы соответствует температуре 6000 град. Излучение непрерывного спектра фотосферы является тем видимым светом, который приходит от Солнца (фотосфера – сфера света).
Для образования таких экзотических ионов требуется большое количество свободных электронов.
Водород, которого более 70 % по массе, при такой температуре не ионизован, даже в возбужденном состоянии находится небольшое количество его атомов, поэтому он практически не поставляет электронов. Для его ионизации с основного уровня необходимо 13.54 эв. Для ионизации гелия потребуется более 24 эв. Гелий (29 % массы) в условиях фотосферы также не ионизован и даже не возбужден: для этого слишком низка температура. На остальные обнаруженные на Солнце 67 элеменов, включая металлы, приходится всего 1 % массы. Но именно металлы, у которых внешние электроны слабо связаны с ядром, и поэтому их потенциалы ионизации составляют всего 4 — 5 эв, являются поставщиками свободных электронов. Количество экзотических ионов очень невелико по сравнению с количеством обычных атомов водорода, но его достаточно для формирования непрерывного спектра.
Основным механизмом образования линий поглощения в спектре фотосферы является атомное рассеяние квантов излучения, поступающего из глубины Солнца. Атомы и ионы различных химических элементов поглощают кванты, энергия которых соответствует их энергии возбуждения. Поглощенные кванты переизлучаются равновероятно во всех направлениях, в результате чего создается дефицит таких квантов в непрерывном спектре. Темные линии поглощения показывают, атомы каких химических элементов смогли возбудиться при температуре фотосферы. Интенсивность линий поглощения тем больше, чем больше атомов или ионов участвует в их образовании. Но это количество соответствует не процентному содержанию химических элементов на Солнце, а возможностям их возбуждения при температуре поступающего снизу излучения.
В видимой области спектра линии поглощения водорода не самые яркие, хоть его во много раз больше, чем других химических элементов. Самые сильные линии принадлежат ионизованному кальцию, которого в миллионы раз меньше, чем водорода. Столько же и натрия, но его линии слабее, так как при температуре 5-6 тысяч градусов он активно ионизируется. Условия в фотосфере не способствуют возбуждению второго по обилию элемента, гелия, его линий в спектре фотосферы практически нет.
Таким образом и непрерывный спектр, и линии поглощения свидетельствуют о том, что температура фотосферы около 6000 град.
Над фотосферой расположен слой хромосферы. Его плотность в сотни тысяч раз меньше, чем плотность фотосферы. Непрерывный спектр не образуется, а вместо линий поглощения светятся разноцветные линиии излучения (хромосфера – цветная сфера). В видимой области спектра ярко светятся линии водорода серии Бальмера. Некоторые линии поглощения фотосферы в хромосфере наблюдаются в излучении, например, ионизованного кальция. Самые интересные линии — гелия. В нижней хромосфере видны линии возбужденного гелия, в средних слоях гелий ионизован, а в верхних слоях хромосферы гелий ионизован дважды, то есть лишился обоих электронов. Линии хромосферы требуют гораздо больших потенциалов возбуждения и ионизации, чем линии фотосферы. Температура хромосферы растет с высотой от 6000 до десятков тысяч градусов.
Участок спектра хромосферы
Спектр короны, расположенной выше хромосферы, долгое время расшифровать не удавалось: непрерывный спектр, соответствующий низкой температуре, и разноцветные линии излучения, которые ни с какими химическими элементами долго отождествить не могли.
Участок спектра короны
Оказалось, что около 30-и эмиссионных линий в видимой области спектра принадлежат ионам металлов (железа, никеля, кальция и др.), которые лишились 9 – 15 электронов. Это возможно только при температуре, превышающей миллион градусов.
Более того, оказалось, что все эти линии – запрещенные, с метастабильных уровней. Переход электрона с такого уровня с излучением кванта, очень мало вероятен. Чтобы такая линия появилась, надо, чтобы атом долгое время находился в спокойном состоянии, а это возможно только при исключительно низкой плотности, которая существует в короне. Об очень малой плотности короны свидетельствует и то, что суммарное излучение короны в миллионы раз слабее излучения фотосферы.
Странно, что в этом спектре видны и линии излучения водорода и гелия. Ведь эти элементы при такой темпратуре полностью ионизованы. Это линии хромосферы, попавшие в спектр короны. При такой температуре и степени ионизации в короне много свободных электронов, обладающих огромными скоростями, они и рассеивают свет нижележащей хромосферы. Эти электроны рассеивают и излучение фотосферы (томпсоновское рассеяние). Вот откуда в спектре горячей короны виден непрерывный спектр, соответствующий температуре всего 5-6 тысячам градусов. Все линии хромосферного и фотосферного спектров сильно расширены, что говорит об очень большой скорости рассеивающих электронов и температуре короны в миллионы градусов.
При такой температуре непрерывный спектр самой короны находится в области рентгена. Он образуется свободно-свободными и свободно-связанными переходами электронов вблизи ионов. В ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра имеются линии ионов металлов, потерявших 20 электронов. Видимая часть короны простирается на высоту десяти радиусов Солнца, затем постепенно ее свечение ослабевает. Четких границ корона не имеет, ее вещество непрерывно уходит в межпланетное пространство. Это еще одно свидетельство ее высокой температуры. Не только легкие электроны, но и многие протоны и ионы достигают скоростей, больших параболической (600 км/с) и, преодолевая притяжение, покидают Солнце. Благодаря этому корона не перегревается энергией, непрерывно поступающей из недр Солнца.
Очень своеобразные и интересные спектры фотосферы, хромосферы и короны свидетелствуют, что в атмосфере Солнца, действительно, чем дальше от ядра, тем горячее.
- Войдите на сайт для отправки комментариев
- 2535 просмотров
«Впервые линию гелия в солнечном спектре наблюдал французский астроном Жансен Пьер Жюль Сезар в Гунтуре, маленьком городке на восточном побережье Индии во время полного солнечного затмения 18 августа 1868 г.
В момент, когда сверкающий диск Солнца был полностью закрыт Луной, Жансен, исследуя с помощью спектроскопа оранжево-красные языки пламени, вырывавшиеся с поверхности Солнца, увидел в спектре, кроме трех знакомых линий водорода: красной, зелено-голубой и синей, новую, незнакомую — ярко-желтую. Ни одно из веществ, известных химикам того времени, не имело такой линии в той части спектра, где ее обнаружил Пьер Жюль Жансен.» Новый химический элемент назвали гелием – солнечным. Эта линия видна только в спектре хромосферы: в фотосфере гелий не возбужден, а в короне ионизован.
Дополню очень интересное сообщение RMR_astra.
Проблема с разогревом короны Солнца до тепературы в 2 млн. градусов так и остается до конца нерешенной. Таких загадок, связанных с Солнцем, много. Для того, чтобы создать полную картину распределения температуры в Солнце приведу дополнительный график.
.PNG)
На этом графике видно, что температура в короне оказывается выше, чем в тех областях, которые находятся гораздо ближе к источнику излучения — области ядерных реакций.
История с гелием тоже очень интересна. Полезно помнить, что еще 150 лет назад даже привычные нам химические элементы (гелием надувают воздушные шарики) открывались при самых удивительных обстоятельствах.
Гелий был сначала открыт по его линиям излучения в спектре Солнца. 18 августа 1868 года (как раз 150 лет исполнилось) французский учёный Пьер Жансен во время полного солнечного затмения (наблюдал в Индии) с помощью спектроскопа обнаружил яркую желтую линию, которую первоначально принял за линию излучения натрия. Спустя некоторое время ошибка была устранена. Оказалось, что яркая желтая линия принадлежит новому до того неизвестному элементу, который назвали — солнечный или гелий по латыни. В следующем году будем праздновать 150 лет создания Периодической таблицы элементов, открытой Д.И. Менделеевым в 1869 году. Так что астрономия внесла свой неоценимый вклад в развитие и химии, и физики. Полезно, например, напомнить, что знаменитый астроном Ф.Г. Гершель открыл невидимое невооруженным глазом инфракрасное излучение, изучая распределение по спектру энергии света, приходящей от Солнца.
Уважаемый zhvictorm!
Спасибо за такой четкий график и интересные дополнения.
Источник
Атмосфера Солнца: Фотосфера, Хромосфера и Солнечная корона
Из чего состоит атмосфера нашей звезды, чем фотосфера отличается от хромосферы и почему у Солнца есть корона?
Земная атмосфера – это воздух, которым мы дышим, привычная нам газовая оболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет. Звезды 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 – атмосфера Солнца
Фотосфера – атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного края. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трехтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.
Фотосфера – солнечная атмосфера. Именно её мы, собственно, и видим с Земли
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.
Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп в видимом диапазоне длин волн, представляется совокупностью ярких площадок, окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это – солнечные гранулы, их размеры различны и составляют в среднем 700 км, “время жизни” (появление и угасание гранулы) примерно 8 мин. Гранулы разделяются тёмными промежутками шириной около 300 км.
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 сохранятся относительно немного простейших молекул и радикалов типа H2, OH, CH.
Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в 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 поставляются 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 растет. 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 темные линии и сочли их границами цветов.
В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками – гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более теплых 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 счете 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 тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма – хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов снизу тормозится, и возникает темная область – солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в действительности яркость его слабее только 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 темной части (ядра) и менее темной – полутени, структура которой придает 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 солнечную корону.
Хромосфера Солнца
Хромосфера Солнца (греч. “сфера цвета”) названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг черного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы.
Во время полного солнечно затмения, когда диск Солнца скрыт от наших глаз, мы видим хромосферу – тонкий яркий ореол по краям солнечного диска
Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15 тыс. километров.
Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в нее 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.
Наиболее распространены “спокойные” протуберанцы, появление которых обычно связано с развитием группы пятен, но существуют они значительно дольше пятен (до 1 года). Непосредственно в зоне пятен наблюдаются после вспышек, протуберанцы солнечных пятен – потоки газа, втекающего из короны в зону пятен со скоростями в неск. десятков км/с. Другой вид протуберанцев связан с выбросами вещества вверх (обычно после вспышек) со скоростями 100-1000 км/с (быстрые эруптивные протуберанцы).
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, окруженными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из нее, 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 темными, 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 ее газов.
Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки (самые мощные взрывоподобные процессы, могут продолжаться всего несколько минут, но за это время выделяется энергия, которая иногда достигает 1025 Дж).
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 – все это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.
Солнечная корона
Корона – в отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца обладает огромной протяженностью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а ее слабое продолжение уходит еще дальше.
Солнечная корона, снимок сделан опять же во время полного солнечного затмения
Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъеме 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 ее цвет.
Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу ее 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 фотопластинкой специальный “радиальный” фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На таких снимках ее 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, четко 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. Еще 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 щеточки. При этом общая яркость короны уменьшается.
Эта интересная особенность короны, по видимому, связана с постепенным перемещением в течении 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 существуют определенная 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 ее область называют обычно возбужденной. Она горячее и плотнее соседних, невозбужденных 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 еще 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 удалось отождествить ни с одним из известных химических элементов.
Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны – высокая температура сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 млн градусов средние скорости атомов водорода превышают 100 км/с, а у свободных электронов они еще раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в куб см, что в 100 млрд раз разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с электронами.
Силы электронных ударов так велики, что атомы легких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь “голые” атомные ядра. Более тяжелые 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, возникающих при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжелых 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 рассеиванием обычного солнечного света на свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеивании: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным излучением высокоионизированных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения.
Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеиванием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в межзвездной среде. А отсутствие линии во внутренней короне связано с тем, что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все световые кванты испытывают столь значительные изменения частот, что даже сильные фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью “замываются”.
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 потоках 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 еще более разреженной межзвездной средой.
Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле (геофизические явления).
Источник