Что является основным элементом структуры хромосферы солнца

Что является основным элементом структуры хромосферы солнца

Хромосфера это неоднородный по структуре слой солнечной атмосферы, расположенный непосредственно над фотосферой. Название происходит от др.греч. χρομα — цвет, σφαιρα — шар, сфера, «сфера цвета». Хромосфера 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. Температура хромосферы растет с высотой от 6000 К до примерно 20 000 К. При такой температуре в хромосфере Солнца формируется интенсивное излучение в линиях атома водорода, в частности в линии H-альфа.

Одной из наиболее интересных деталей, которые можно наблюдать в хромосфере на изображениях в линии H-альфа, являются протуберанцы, представляющие собой области плотной холодной плазмы, проникающие высоко в корону и по этой причине видимые над солнечным лимбом. Излучение хромосферы Солнца в линии H-альфа лежит в видимой области спектра и имеет яркий красный цвет.

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.

фраунгоферовы линии в видимой части спектра ЭМ-волн

Многие детали на поверхности хромосферы также видны в линии излучения ионизованного кальция Ca II, расположенной в фиолетовой части солнечного спектра. Это излучение обнаружено и на других звездах солнечного типа. Благодаря этому мы теперь знаем не только о хромосфере Солнца, но и о хромосфере далеких звезд.
(источник: Солнечная космическая обсерватория ТЕСИС)

Серия изображений Солнца 23 июля 2004 г.
Следующие 6 изображений Солнца показывают, как меняется структура солнечной атмосферы при продвижении вверх от фотосферы, через хромосферу, переходный слой в корону и солнечный ветер. Указаны основные видимые структуры и верхние значения их температур. АО — активные области Солнца.
(источник: Э.В. Кононович и др. «Жизнь Земли в атмосфере Солнца»)

Все 6 снимков, расположенных выше, получены от солнечной обсерватории SOHO. Вы можете посмотреть изображение Солнца на текущую дату (−1 день), используя специальный браузер, созданный Кристианом Ларсеном (Kristian Pontoppidan Larsen). Он — специалист по прикладной физике из Дании и поклонник SOHO, которому нравится создавать прикладные web-программы и изучать связь между Солнцем, погодой и климатом.

Пояснения к программе К. Ларсена:
Двигая ползунок шкалы, расположенной сразу под изображением Солнца, вы можете рассмотреть Солнце в 4 линиях спектра с фиксированной температурой солнечного вещества, а так же в промежутках между ними. Завершают шкалу изображения, получаемые с помощью прибора Michelson Doppler Imager (MDI). Этот инструмент получает карты магнитного поля Солнца и скоростей вещества на высоте формирования линии наблюдений). MDI-Cont в линии ионизированного никеля Ni I с длиной волны λ = 6768 Å (676,8 нм), на которых можно видеть солнечные пятна, и MDI-Mag — магнитограмма солнечной поверхности с черно-белым изображением полярности пятен. Сейчас (12.09.09) крупных пятен на Солнце нет, но маленькие образования все же видны.

EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) — изображения экстремального ультрафиолетового телескопа. Изображения солнечной атмосферы представлены в нескольких длинах волн, и поэтому, показывают солнечный материал при различных температурах.
В изображениях, с длиной волны λ = 3040 Å (304 нм),
представлен яркий материал с температурой 60 000–80 000 кельвинов.
Чем выше температура, тем выше расположен данный слой в солнечной атмосфере.
При λ = 1710 Å (171 нм), Т = 1 000 000 К,
при λ = 1950 Å (195 нм), Т = 1 500 000 К,
при λ = 2840 Å (284 нм), Т = 2 000 000 К.

Часто во время затмений над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кусты», «арки» и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. А не дожидаясь затмений — при помощи спектрографа или фильтра, выделяющего из общего потока солнечного излучения линию H-альфа, на поверхности хромосферы Солнца можно увидеть множество интересных деталей: яркие флокулы вокруг солнечных пятен, темные волокна, лежащие на диске, и протуберанцы над солнечным лимбом. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы.

Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окружёнными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из неё, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска тёмными, длинными и изогнутыми волокнами.

Протуберанцы имеют примерно туже 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 рассмотрел французский астроном Жансен Пьер Жюль Сезар (Janssen, Pierre Jules César) в Гунтуре, маленьком городке на восточном побережье Индии, во время наблюдения 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.

Такое же открытие, независимо от Жансена, но у себя дома, в Англии, сделал Джозеф Норман Локьер (Lockyer, Joseph Norman).

25 октября 1868 г. парижская Академия наук получила два письма. Одно, написанное на следующий день после солнечного затмения (19 августа 1868 г.), пришло из Индии от Жансена; другое письмо, от 20 октября 1868 г. было из Англии от Локьера.

Письма обоих ученых были зачитаны на заседании Парижской Академии наук 26 октября с интервалом в несколько минут. В них Жансен и Локьер, независимо один от другого, сообщили об открытии одного и того же «солнечного вещества».

Это новое вещество, найденное на поверхности Солнца с помощью спектроскопа, спустя два года Локьер совместно с английским химиком Эдвардом Франкландом, в сотрудничестве с которым он работал, предложил называть «гелий» от греческого слова «солнце» — «гелиос».

Такое совпадение материалов работ свидетельствовало об объективном характере открытия нового химического вещества. Академики, пораженные столь странным совпадением, приняли постановление выбить в честь открытия вещества солнечных факелов (протуберанцев) золотую медаль.

На одной стороне этой медали выбиты портреты Жансена и Локьера, а на другой — изображение древнегреческого бога солнца Аполлона в колеснице, запряженной четверкой коней. Над колесницей надпись на французском языке: «Анализ солнечных выступов 18 августа 1868 г.».

Для наблюденя 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. В хромосфере можно наблюдать появление и исчезновение поствспышечных магнитных петель. Природа этих процессов и исследование их особенностей являются одним из важных предметов современной физики Солнца.

Источник

Хромосфера

Визуально Солнце выглядит как масса раскаленного газа или плазмы, но в действительности звезда состоит из различных слоев. Хромосфера — относительно небольшая по толщине область Солнца, которая находится чуть выше фотосферы, которую мы непосредственно наблюдаем. Её средняя температура около 5,800К и она производит видимое излучение. Именно здесь фотоны, генерируемые внутри Солнца, вырываются в космос. Хромосфера составляет всего 2000 км. Ниже можно рассмотреть структуру и строение звезды Солнечной системы.

Хотя хромосфера звезды — тонкая область, здесь резко изменяется плотность, увеличиваясь сверху вниз в 5 000 000 раз. Верхняя граница хромосферы Солнца называется переходной, выше которой расположена корона. Удивительной особенностью хромосферы является то, что она значительно горячей, чем фотосфера. Её температура колеблется от 20000 К до 4500 К, хотя она более отдалена от центра звезды. Астрономы считают, что вызвано это турбулентностями в солнечной атмосфере.

Хромосферу Солнца увидеть без специальных приборов трудно, так как свет от фотосферы намного ярче. Она наделена фиолетово-красноватым цветом, и увидеть её можно при полном солнечном затмении. Характерной особенностью звездной хромосферы являются спикулы — светящиеся столбы плазмы, похожие на траву, которая растет на поверхности Солнца. Солнечное вещество внутри подобных образований перетекает от поверхности в горячую корону с примерной скоростью 20-30 км/с. Спикулы лучше всего видно на краю Солнца и расположены вдоль границ хромосферы. Продолжительность жизни спикул крайне короткая — они могут подниматься в солнечную хромосферу и, затем, исчезать снова в течение 10 минут.

Источник

Портрет хромосферы

На этой фотографии Солнца, сделанной через кальциевый фильтр Ca-K, мы видим портрет хромосферы — средней части солнечной атмосферы (см. Звёздная атмосфера). Фотография заняла призовое место в категории «Наше Солнце» на конкурсе Astronomy Photographer of the Year 2017, проводимом Гринвичской обсерваторией. Фото инвертировано, то есть представляет собой негатив: края солнечного диска более светлые, центр темный (в действительности всё наоборот, см. задачу Светящийся шар). Яркие области с темными ореолами — это солнечные пятна, в действительности они выглядят темнее окружающей поверхности, так как температура в них примерно на полторы тысячи градусов ниже.

Этот снимок сделан в полосе пропускания кальциевого фильтра Ca II K-line — одной из спектральных линий кальция (см. Specific Emission line filters). Каждый химический элемент имеет свой собственный набор спектральных линий, на которых он излучает или поглощает при переходе своих электронов между энергетическими уровнями. В солнечной атмосфере имеется ионизированный кальций, и одна из его линий излучения — Ca II K-line или Ca-K — является одной из самых сильных и заметных в спектре хромосферы.

Астрофотографии, как правило, делаются монохромными для большей четкости изображения. Это фото раскрашено в фиолетовый цвет, как наиболее близкий к почти ультрафиолетовой полосе пропускания использованного фильтра (линия Ca II K — 393,3 нм, граница видимого диапазона обычно считается равной 380–400 нм).

Солнечная атмосфера традиционно подразделяется на три основных слоя — фотосферу, хромосферу и солнечную корону (внешний слой, в который в англоязычной литературе иногда включают также гелиосферу). Слои отличаются друг от друга по физическим характеристикам, но определить их четкие границы и даже договориться об их глубине довольно сложно. Например, толщину фотосферы — внутреннего и самого тонкого слоя, в котором формируется солнечное излучение, — указывают от 100 до 500 км, а хромосферы — от 10 до 15 тысяч км.

Схема строения Солнца. Слои атмосферы отличаются по своим физическим характеристикам. Например, средняя плотность фотосферы — 10 −9 г/см 3 , температура невысока — от 4,5 (в солнечных пятнах) до 10 тысяч К (кельвин), она непрозрачна, водород не ионизирован. Хромосфера же отличается меньшей плотностью — 10 −13 –10 −15 г/см 3 , ростом температуры к границе с короной, постепенной ионизацией водорода и гелия, прозрачностью. Рисунок со страницы Роскосмоса во ВКонтакте

Хромосфера представляет собой слой атмосферы, состоящий из разреженных водорода, гелия и небольшого количества других элементов — металлов (железа, кальция, магния и пр.), кремния, углерода и других, находящихся в газообразном состоянии. Ее плотность в среднем в 10 000 раз меньше плотности фотосферы. Низкая плотность делает хромосферу объектом, который невозможно увидеть, просто смотря на Солнце в телескоп. Из-за своей разреженности она практически прозрачна (за исключением линий излучения атомов элементов, входящих в ее состав) и обладает гораздо меньшей яркостью, чем фотосфера, создающая образ Солнца, и потому полностью затмевается ее светом.

Если бы можно было как-то отсечь фотосферу, «прикрыть ее ладошкой», то мы увидели бы красновато-фиолетовый свет хромосферы, за что она и получила свое название: хромосфера — «цветная сфера». На практике роль ладошки может выполнить Луна — при удачном стечении обстоятельств, когда ее видимый угловой размер в точности совпадает с размером фотосферы, во время полного солнечного затмения можно увидеть окружающую черный диск Луны розовую хромосферу.

Хромосфера видна как тонкая розовая полоса вокруг диска Луны во время солнечного затмения 2005 года. Фото © Miloslav Druckmuller с сайта zam.fme.vutbr.cz

Но есть способ отсечь свет фотосферы и немеханическим путем — применить оптический фильтр, пропускающий только свет, идущий из хромосферы. Например, кальциевый фильтр Ca-K. Это дает возможность увидеть портрет хромосферы, ее структуру и идущие в ней процессы. Этот способ основан на некоторых особенностях солнечного спектра (подробнее см. картинку дня Солнечный спектр).

Весь видимый нами свет Солнца излучается фотосферой: фотоны из солнечных недр до нас не доходят, а лежащие выше фотосферы атмосферные слои почти прозрачны и в ее свете незаметны. Видимый спектр излучения фотосферы сплошной, что легко увидеть, разложив солнечный луч в стеклянной призме (или в капле воды) и получив при этом радугу. Но его пересекает множество темных полос — это так называемые линии поглощения или, как называют линии поглощения Солнца, фраунгоферовы линии. На спектрограмме ниже можно увидеть линии поглощения однократно ионизированного кальция Ca II — это линии K и H на длинах волн 393,3 и 396,8 нм. То есть если взять оптический фильтр, который будет пропускать только свет с длиной волны строго 393,3 нм (напомним, это линия Ca II K-Line или просто Ca-K), то свет фотосферы будет уже не таким ярким — часть его будет поглощена кальцием, содержащимся в ней.

Видимый спектр фотосферы с темными полосами фраунгоферовых линий. Фотосфера состоит на 99% из водорода и гелия и на 1% из кислорода, железа, кальция и еще целой плеяды элементов, каждый из которых имеет свой собственный спектр поглощения — набор частот, на которых атом элемента поглощает проходящий свет. Из-за этого на данных частотах света становится много меньше, чем в проходящем потоке, и на сплошном спектре появляются вот такие темные промежутки, или провалы — это слово кажется особо удачным, если посмотреть на соответствующую спектру гистограмму внизу. У каждого элемента эти линии свои и они неизменны. Например, под литерой D расположен так называемый «дублет натрия» — пара полос на длине волн 589,0 и 589,6 нм. На этих линиях всегда поглощает (и излучает) только натрий и больше никто. Изображение с сайта jazzistentialism.com

Хромосфера же, будучи в основном прозрачной, на частотах некоторых входящих в ее состав элементов излучает сама. Например, на тех же длинах волн 396,8 нм и 393,3 нм однократно ионизированного кальция. То есть в этом диапазоне свет фотосферы оказывается «приглушенным» из-за линий поглощения, а хромосфера на этих же волнах излучает сама, передавая тем самым информацию о своем строении. Таким образом, к нам в наш телескоп с установленным на нем кальциевым фильтром будет приходить свет из хромосферы. Конечно, кальций, находящийся в фотосфере, тоже излучает. Но он не станет помехой — оптическая толщина (то есть показатель поглощения среды) хромосферы на этой длине волны такова, что свет от фотосферного кальция до нас просто не дойдет: хромосфера его не пропустит. И это дает возможность отсечь свет фотосферы не только «ладошкой» — фильтр, пропускающий строго полосу излучения только кальция, даст картину хромосферы в этом диапазоне.

Что же удается увидеть на этом портрете? Хорошо видна так называемая хромосферная сетка — паутина из светлых (на этом фото — темных; напомним, что изображение инвертировано) извивающихся линий, образующих множество ячеек по всей поверхности. При спокойном Солнце (в отсутствие солнечной активности) большая часть хромосферы, видимой в Ca-K-фильтре, выглядит как такая яркая сетчатая картина ячеек неправильной формы. Их размер составляет около 30–35 тысяч км, а средняя продолжительность жизни составляет около 20 часов. Линии, образующие хромосферную сеть, примерно соответствуют границам ячеек супергрануляции.

На этом увеличенном фрагменте главного фото выделены границы нескольких ячеек хромосферной сетки. Справа, для сравнения, тот же фрагмент оставлен нетронутым

Более яркие и протяженные волокнистые структуры хромосферной сетки — это флоккулы (со сравнительно недавних пор более употребимым становится название «пляжи» — plages). Флоккулы также практически не видны в обычном белом свете и проявляются лишь через узкополосные фильтры, например, водородный или кальциевый. Они соответствуют фотосферным факелам(ярким зонам, окружающим солнечные пятна), однако значительно превосходят их по размерам — могут достигать размеров в сотни тысяч километров. Это делает их хорошими маркерами магнитных процессов на Солнце — они проявляются там, где напряженность магнитного поля превышает 5 эрстед (для сравнения — напряженность магнитного поля на Земле, в районе экватора, примерно 0,35 Э), и с повышением напряженности растет и яркость флоккул.

Увеличенный фрагмент главного фото с отмеченными флоккулами

Солнечные пятна (темные области на Солнце) на самом деле не так уж темны, просто они темнее расположенных рядом участков солнечной поверхности. Аномалии магнитного поля в таких местах фотосферы приводят к тому, что конвекция солнечного вещества, поднимающая из глубин на поверхность новые горячие массы, приостанавливается и пятно остывает; температура пятен, как правило, на 1500–2000 К ниже соседних участков (см. Самое сильное магнитное поле на Солнце нашлось там, где не ждали, «Элементы», 01.02.2018). Это отражается и на областях хромосферы, расположенных над пятнами. В строении пятна выделяют центральную, темную часть — umbra (от латинского «тень»), диаметром 10–20 тысяч км, и окружающую ее penumbra («полутень»), диаметром 30–40 тысяч км. Полутень — это место, где напряженность магнитного поля имеет меньшее значение, чем в тени, и направлена уже не перпендикулярно к поверхности Солнца, а под углом.

Вокруг пятна находится яркое кольцо (bright ring). Кольца теплее, чем окружающая фотосфера, и простираются по крайней мере на один радиус солнечного пятна от полутени. На фото видны также крошечные пятна без развитой полутени — поры, развивающиеся внутри активной зоны. Они обычно относительно недолговечны, но могут развиться в полутень и стать полностью развитым пятном. Активные области (группы пятен) содержат от одного до полутора сотен пятен и могут существовать до 60 дней.

Увеличенный фрагмент главного фото с обозначенными порами, солнечными пятнами, тенью (umbra), полутенью (penumbra) и ярким кольцом (bright ring)

Эти объекты в хромосфере появляются из-за влияния соответствующих объектов фотосферы, то есть представляют собой их проекции, эхо. С высотой условия в хромосфере меняются: растет температура, уменьшается плотность. Это приводит к тому, что объекты в ней изменяются (флоккулы, например, становятся больше, «размазанней» и ярче).

Некоторые тонкости спектра кальциевых линий позволяют получать картину с разных высот, из разных слоев хромосферы. Дело в том, что полоса пропускания кальциевого фильтра Ca-K, несмотря на ее малость и узость, подразделяется еще на три диапазона — K₁, K₂ и K₃, представляющих собой уширение полосы основного значения 3933,68 Å (ангстрем). Связано это с тем, что при определенных обстоятельствах полоса расширяется и на этом расширении имеет свои локальные пики и провалы.

Локальные минимумы, расположенные в половине ангстрема от основного значения 3933,68 Å, именуются K_1V — минимум со стороны фиолетовой (violet) части спектра, и K_1R — со стороны красной (red). Аналогично поименованы локальные максимумы K₂. Рисунок из книги H. M. Antia, A. Bhatnagar, P. Ulmschneider, 2003. Lectures on Solar Physics

Наличие диапазонов K₁–K₃ можно объяснить на примере электрической дуги. Невысокая плотность паров кальция на краю дуги (в верхней части правого снимка, приведенного ниже) дает картину, близкую к узкому линейчатому спектру кальция. В центральной же части дуги (нижняя часть снимка) плотность паров кальция высока и его спектр всё более начинает походить на полосатый спектр молекулярного, а не атомарного газа. Узкая темная полоса в середине объясняется более разреженными и холодными парами, находящимися уже за пределами центральной части дуги, в ее внешней части. Они «перехватывают» идущий от центра свет, выступая в роли линейчатого спектра поглощения атомарного кальция.

Аналогичная картина наблюдается и в хромосфере. На высоте около 500 км над поверхностью фотосферы кальций дает широкую, но темную из-за невысокой температуры полосу. Так как температура хромосферы с высотой растет, полоса кальция на высотах, близких к 1000 км, становится яркой, оставаясь при этом широкой из-за высокой плотности (пики K₂). Разреженные пары кальция на высотах порядка 2000 км дают линейчатый спектр, который, будучи в силу разреженности менее интенсивным, выступает в роли спектра поглощения (минимум К₃).

На графике слева видно, с какой высоты поставляется информация в том или ином К-диапазоне. Внизу по оси абсцисс отложена высота над поверхностью фотосферы в километрах. Слева, на оси ординат, указана соответствующая этой высоте температура хромосферы. Линия Ca II K-line показывает весь диапазон высот, с которых она передает информацию. При этом выделены поддиапазоны: k₁ — район 500 км над уровнем фотосферы; k₂ — высоты, близкие к 1000–1500 км; k₃ — 2000 км. Изображение из статьи Observing the sun in Ca II K, основано на данных из статьи J. E. Vernazza et al., 1981. Structure of the solar chromosphere. Справа — фото электрической дуги из статьи G. E. Hale, F. Ellerman, 1904. Calcium and hydrogen floccule, в которой авторы и предложили разделение линии Ca-K на K₁–K₃ поддиапазоны

Таким образом, кальциевые фильтры позволяют не только рассмотреть портрет хромосферы, получая изображение в узких диапазонах ее непрозрачности, но и исследовать ее структуру на разной высоте.

Источник