Что такое гранулы солнца характерные угловые размеры гранул

Солнце

В фотосфере видна зернистая структура, получившая название грануляции (рис. VI на цветной вклейке). Характерные угловые размеры гранул, напоминающих по виду рисовые зерна, составляют 1—2′, но линейные их размеры достигают тысяч и более километров. Наблюдения показывают, что грануляция находится в непрерывном движении и изменении. Гранулы живут от 5 до 10 мин, а потом на их месте появляются новые. В центре более яркой и горячей части гранулы происходит подъем из-под фотосферы более горячего вещества и опускание под фотосферу более темного и холодного вещества, окаймляющего гранулу. Скорость подъема и опускания газа составляет около 1 км/с, а разница между температурой горячего и холодного вещества близка к 300 К. Таким образом, грануляция на Солнце указывает на то, что энергия в фотосферу поступает из более глубоких и горячих слоев Солнца путем конвекции.

На ярком фоне фотосферы наблюдаются темные пятна. На рисунке VI цветной вклейки показан участок фотосферы с пятном. Размеры солнечных пятен могут превышать 10 000 км! Такие крупные пятна хорошо видны даже невооруженным глазом (конечно, только сквозь темный светофильтр).

На фоне ослепительно яркой фотосферы пятно кажется нам черным. Однако измерения показали, что яркость пятен в 5—10 раз меньше яркости окружающей фотосферы, а их реальный цвет — красноватый. По этим измерениям оказалось, что температура пятен около 4000 К.

Наблюдения показали наличие сильного магнитного поля в пятнах. В некоторых пятнах магнитная индукция достигает 0,5 Тл, в то время как в среднем в фотосфере она составляет 10 -4 —10 -5 Тл.

На рисунке IX цветной вклейки показана фотография Солнца, полученная во время полного солнечного затмения. На снимке хорошо видна внешняя часть солнечной атмосферы — корона, имеющая вид лучистого жемчужного сияния, яркость которого в миллион раз меньше яркости фотосферы. Солнечная корона прослеживается до расстояний в десять и более радиусов Солнца.

Солнечная корона нагрета до температуры около 2 • 10 6 К. При такой температуре вещество короны представляет собой полностью ионизованную плазму, излучающую в рентгеновском диапазоне. И действительно, при наблюдениях в рентгеновские телескопы, которые установлены на космических астрономических обсерваториях за пределами земной атмосферы, солнечная корона представляется в полной красе, в то время как поверхность Солнца (фотосфера) практически не видна.

Во время полных солнечных затмений на краю Солнца, во внутренних слоях солнечной короны, наблюдаются протуберанцы — струи горячего вещества, имеющие вид выступов и фонтанов. Некоторые из них — спокойные протуберанцы — в течение многих часов висят над солнечной поверхностью, другие — эруптивные (взрывные) — внезапно с огромной скоростью взлетают над поверхностью, быстро поднимаются до высоты в десятки и даже сотни тысяч километров и так же быстро падают вниз.

Из короны в межпланетное пространство истекает непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов, электронов), называемый солнечным ветром. Частицы солнечного ветра покидают солнечную корону со скоростью около 800 км/с, поэтому солнечное притяжение не может их удержать. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 500 км/с.

Солнечная активность

Количество солнечных пятен меняется с периодом около 11 лет. На рисунке 16.1 показано наблюдаемое изменение числа пятен на Солнце с начала XVII в. Когда наблюдается максимальное число пятен, то говорят о максимуме солнечной активности. В годы максимума солнечной активности значительно возрастает число мощных протуберанцев, в такт с солнечной активностью меняется и форма солнечной короны. Одним из самых значительных проявлений солнечной активности являются солнечные вспышки, во время которых выделяется колоссальная энергия — в течение десятка минут выделяется энергия до 10 25 Дж. Наблюдения со спутников установили, что во время солнечных вспышек происходит резкое увеличение ультрафиолетового излучения, появляется мощное рентгеновское и гамма-излучение. Датчики быстрых заряженных частиц, установленные на искусственных спутниках, показали, что при мощных солнечных вспышках в межпланетное пространство выбрасываются с огромными скоростями, иногда доходящими до 100 000 км/с, мириады частиц, обладающих большой кинетической энергией и получивших название солнечных космических лучей. Их основной состав — ядра атомов водорода, гелия, а также электроны.

Вспышки и другие проявления солнечной активности оказывают значительное влияние на физические условия в земной атмосфере и околоземном космическом пространстве и, как следствие, на биологические явления.

Астрономы не только взвесили Солнце, но и измерили температуру его поверхности и светимость. Наземные и космические исследования позволили изучить солнечную атмосферу и обнаружить проявления солнечной активности.

Вопросы к параграфу

1. Какую освещенность создает Солнце на поверхности Земли (солнечная постоянная)?

2. Что указывает на существование конвекции внутри Солнца?

3. Чему равен период солнечной активности и как она себя проявляет?

Источник

§ 120. Солнце (окончание)

В фотосфере видна зернистая структура, получившая название грануляции (рис. VI на цветной вклейке). Характерные угловые размеры гранул, напоминающих по виду рисовые зерна, составляют 1—2′, но линейные их размеры достигают тысяч и более километров. Наблюдения показывают, что грануляция находится в непрерывном движении и изменении. Гранулы живут от 5 до 10 мин, а потом на их месте появляются новые. В центре более яркой и горячей части гранулы происходит подъем из-под фотосферы более горячего вещества и опускание под фотосферу более темного и холодного вещества, окаймляющего гранулу. Скорость подъема и опускания газа составляет около 1 км/с, а разница между температурой горячего и холодного вещества близка к 300 К. Таким образом, грануляция на Солнце указывает на то, что энергия в фотосферу поступает из более глубоких и горячих слоев Солнца путем конвекции.

На ярком фоне фотосферы наблюдаются темные пятна. На рисунке VI цветной вклейки показан участок фотосферы с пятном. Размеры солнечных пятен могут превышать 10 000 км! Такие крупные пятна хорошо видны даже невооруженным глазом (конечно, только сквозь темный светофильтр).

На фоне ослепительно яркой фотосферы пятно кажется нам черным. Однако измерения показали, что яркость пятен в 5—10 раз меньше яркости окружающей фотосферы, а их реальный цвет — красноватый. По этим измерениям оказалось, что температура пятен около 4000 К.

Наблюдения показали наличие сильного магнитного поля в пятнах. В некоторых пятнах магнитная индукция достигает 0,5 Тл, в то время как в среднем в фотосфере она составляет 10 -4 —10 -5 Тл.

На рисунке IX цветной вклейки показана фотография Солнца, полученная во время полного солнечного затмения. На снимке хорошо видна внешняя часть солнечной атмосферы — корона, имеющая вид лучистого жемчужного сияния, яркость которого в миллион раз меньше яркости фотосферы. Солнечная корона прослеживается до расстояний в десять и более радиусов Солнца.

Солнечная корона нагрета до температуры около 2 • 10 6 К. При такой температуре вещество короны представляет собой полностью ионизованную плазму, излучающую в рентгеновском диапазоне. И действительно, при наблюдениях в рентгеновские телескопы, которые установлены на космических астрономических обсерваториях за пределами земной атмосферы, солнечная корона представляется в полной красе, в то время как поверхность Солнца (фотосфера) практически не видна.

Во время полных солнечных затмений на краю Солнца, во внутренних слоях солнечной короны, наблюдаются протуберанцы — струи горячего вещества, имеющие вид выступов и фонтанов. Некоторые из них — спокойные протуберанцы — в течение многих часов висят над солнечной поверхностью, другие — эруптивные (взрывные) — внезапно с огромной скоростью взлетают над поверхностью, быстро поднимаются до высоты в десятки и даже сотни тысяч километров и так же быстро падают вниз.

Из короны в межпланетное пространство истекает непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов, электронов), называемый солнечным ветром. Частицы солнечного ветра покидают солнечную корону со скоростью около 800 км/с, поэтому солнечное притяжение не может их удержать. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 500 км/с.

Солнечная активность. Количество солнечных пятен меняется с периодом около 11 лет. На рисунке 16.1 показано наблюдаемое изменение числа пятен на Солнце с начала XVII в. Когда наблюдается максимальное число пятен, то говорят о максимуме солнечной активности. В годы максимума солнечной активности значительно возрастает число мощных протуберанцев, в такт с солнечной активностью меняется и форма солнечной короны. Одним из самых значительных проявлений солнечной активности являются солнечные вспышки, во время которых выделяется колоссальная энергия — в течение десятка минут выделяется энергия до 10 25 Дж. Наблюдения со спутников установили, что во время солнечных вспышек происходит резкое увеличение ультрафиолетового излучения, появляется мощное рентгеновское и гамма-излучение. Датчики быстрых заряженных частиц, установленные на искусственных спутниках, показали, что при мощных солнечных вспышках в межпланетное пространство выбрасываются с огромными скоростями, иногда доходящими до 100 000 км/с, мириады частиц, обладающих большой кинетической энергией и получивших название солнечных космических лучей. Их основной состав — ядра атомов водорода, гелия, а также электроны.

Вспышки и другие проявления солнечной активности оказывают значительное влияние на физические условия в земной атмосфере и околоземном космическом пространстве и, как следствие, на биологические явления.

Астрономы не только взвесили Солнце, но и измерили температуру его поверхности и светимость. Наземные и космические исследования позволили изучить солнечную атмосферу и обнаружить проявления солнечной активности.

Вопросы к параграфу

1. Какую освещенность создает Солнце на поверхности Земли (солнечная постоянная)?

2. Что указывает на существование конвекции внутри Солнца?

3. Чему равен период солнечной активности и как она себя проявляет?

Источник

АСТРОНОМИЯ

Грануляция и конвективная зона.

Визуальные и фотографические наблюдения фотосферы, выполненные во время особенно

хороших атмосферных условий, позволяют обнаружить тонкую ее структуру,

напоминающую тесно расположенные кучевые облака или рассыпанные рисовые зерна

( 135). Светлые округлые образования называются гранулами, а вся структура —

грануляцией. Угловые размеры гранул в среднем составляют не более 1″ дуги, что

соответствует на Солнце менее 700 км. Каждая отдельная гранула «существует» в

среднем 5-10 минут, после чего она распадается, а на ее месте возникают новые.

Гранулы окружены темными промежутками, образующими как бы ячейки или соты.

Спектральные линии в гранулах и п промежутках между ними смещены соответственно

в синюю и красную сторону. Это означает, что в гранулах — вещество поднимается,

а вокруг них опускается. Скорость этих движений составляет 1-2 км/сек.

Грануляция — наблюдаемое в фотосфере проявление конвективной зоны, расположенной

под фотосферой. В конвективной зоне происходит активное перемешивание вещества в

результате подъема и опускания отдельных масс газа (элементов конвекции). Пройдя

путь, примерно равный своим размерам, они как бы растворяются в окружающей

среде, порождая новые неоднородности. В наружных, более холодных слоях, размеры

этих неоднородностей меньше.

Причиной возникновения конвекции в наружных слоях Солнца являются два важных

обстоятельства. С одной стороны, температура непосредственно под фотосферой

очень быстро растет в глубь и лучеиспускание не может обеспечить выхода

излучения из более глубоких горячих слоев. Поэтому энергия переносится самими

движущимися неоднородностями. С другой стороны, эти неоднородности оказываются

весьма «живучими», если газ в них не полностью, а лишь частично ионизован: за

счет ионизационной энергии их температура почти не меняется и избыток

температуры долго сохраняется.

При переходе в нижние слои фотосферы оба эти обстоятельства перестают

действовать: из-за потерь на излучение температура резко уменьшается и

замедляется темп ее уменьшения вверх, а газ почти полностью нейтрализуется и, не

обладая запасом ионизационной энергии, не способен образовывать устойчивые

неоднородности. Поэтому в самых верхних слоях конвективной зоны, непосредственно

под фотосферой, конвективные движения резко тормозятся и конвекция внезапно

прекращается. Таким образом, фотосфера снизу постоянно как бы «бомбардируется»

конвективными элементами. От этих ударов в ней возникают возмущения, наблюдаемые

в виде гранул, а сама она приходит в колебательное движение с периодом,

соответствующим частоте собственных колебаний фотосферы (около 5 минут). Эти

колебания и возмущения, возникающие в фотосфере, порождают в ней волны, по своей

природе близкие к звуковым волнам в воздухе. Как мы увидим в следующем

параграфе, эти волны играют важную роль для более высоких слоев солнечной

Источник

Гранулы (физика солнца)

Гранулы (физика солнца)

Гранулы – образования в фотосфере Солнца, вызванные конвекцией плазмы.

Конвективные потоки формируют колонны конвекции, перемешивающие вещество в зоне конвекции. Гранулы являются видимыми вершинами таких отдельных колонн и образуют зернистую структуру, называемую грануляцией.

Механизм возникновения

Горячая плазма поднимается вверх по центру колонны, остывает в фотосфере и по внешней окружности колонны опускается в глубину, после чего цикл повторяется. В результате центр гранулы оказывается горячее и ярче ее краев, куда стекает остывшая плазма.

Характеристики

Типичный диаметр гранул составляет порядка 1000 км.

Измерения скорости движения вещества в гранулах, опирающиеся на эффект Допплера, показывают, что скорость плазмы в центре гранулы составляет около 400 м/с и по мере движения к краям уменьшается до 200 м/с.

Гранулы являются динамическими образованиями, постоянно возникающими, меняющимися и исчезающими. Время их существования – от 8 до 20 минут.

Wikimedia Foundation . 2010 .

Смотреть что такое «Гранулы (физика солнца)» в других словарях:

Гранулы (физика Солнца) — Солнечное пятно, окруженное грануляцией Гранулы образования в фотосфере Солнца, вызванные конвекцией плазмы. Конвективные потоки формируют … Википедия

Гранулы — Некоторые примеры гранулированного материала Гранулы комбинированные сухие сыпучие вещества и смеси или отдельные твёрдые дозированные и недозированные … Википедия

Солнце — центральное тело Солнечной системы (См. Солнечная система), представляет собой раскалённый плазменный шар; С. ближайшая к Земле Звезда. Масса С. 1,990 1030 кг (в 332 958 раз больше массы Земли). В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной… … Большая советская энциклопедия

Солнце — У этого термина существуют и другие значения, см. Солнце (значения). Солнце … Википедия

Энергоносители — (Energy) Понятие энергоносителей, виды энергоносителей Понятие энергоносителей, виды энергоносителей, альтернативные энергоносители Содержание Содержание Природний газ Торф Ядерное томливо против черного золота Альтернативные Топливные брикеты… … Энциклопедия инвестора

СОЛНЦЕ. — СОЛНЦЕ. Содержание: 1. Введение 2. Внутреннее строение 3. Атмосфера 4. Магнитные поля 5. Излучение 1. Введение С. газовый, точнее плазменный, шар. Радиус С. см, т. е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли; масса С. г, т. е. в 333000 раз… … Физическая энциклопедия

Светило — Солнце Основные характеристики Среднее расстояние от Земли 1,496×1011 м (8,31 световых минут) Видимая звёздная величина (V) −26,74m … Википедия

Солнечный ветер — У этого термина существуют и другие значения, см. Солнечный ветер (фильм) … Википедия

Солнечные пятна — Группа пятен на Солнце, сфотографированная в видимом свете. Снимок сделан космич … Википедия

Хромосфера — Солнечное затмение 1999 года. Хромосфера видна в виде тонкой розовой полоски вокруг диска Луны. Хромосфера (от др. греч … Википедия

Источник