Хромосфера солнца что происходит

Хромосфера

» Солнце » Хромосфера

Хромосфера – это слой атмосферы Солнца, который находится над фотосферой. Этот слой имеет красновато-фиолетовый цвет. Хромосферу можно наблюдать во время солнечных затмений. Огненные языки, которые видны вокруг лунного диска, закрывающего Солнце, и есть хромосфера.

Хромосфера состоит из разряженных газов. Толщина хромосферы 10 – 15 тысяч километров, а температура огненных языков в десятки раз больше температуры в фотосфере. Она повышается от 5700 градусов Кельвина до 10 000 градусов Кельвина. В верхней части хромосферы температура солнечного вещества достигает порядка 20 000 градусов Кельвина. Плотность вещества в верхней части хромосферы очень мала – приблизительно 10-12 г/см³.

Огненные языки хромосферы – это ионизованная плазма, которая образуется в результате того, что атомы, выходя из конвективной зоны и проходя сквозь фотосферу, под воздействием электромагнитных волн и магнитных полей увеличивают свою скорость и температуру настолько, что теряют частицы — электроны, из которых состоят. Эти частицы и образуют огненную ионизированную плазму.

Хромосферное вещество может вырываться на высоту в сотни тысяч километров. Такие «фонтаны» называют солнечными протуберанцами. Скорость протуберанца – сотни километров в секунду.

Хромосфера состоит из частиц водорода, гелия и кальция. Ученые установили состав хромосферы Солнца по ее спектру. Выяснилось, что в хромосфере содержатся частицы других химических элементов, но их концентрация чрезвычайно мала.

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

Атмосфера Солнца: фотосфера, хромосфера и солнечная корона.

Атмосфера есть не только у планет и спутников, но и у звезд. Только у последних под этим понятием подразумевается не газовая оболочка, а внешние слои звезды.

Что такое фотосфера?

Фотосфера — это внутренний слой атмосферы Солнца. Иногда этим термином называют поверхность звезды, что не очень корректно. Этот слой выполняет очень важную задачу. Фотосфера поглощает радиоактивное излучение, вызываемое превращением водорода в гелий в солнечном ядре, и отражает его во внешнюю среду. Этот слой толстый и непрозрачный.

При близком рассмотрении можно увидеть, что фотосфера имеет неоднородную структуру. Ее поверхность содержит зернышки — гранулы. Явление грануляции вызвано тем, что раскаленная плазма поднимается к поверхности, а при остывании опускается. Эти гранулы и есть эти потоки.

Что такое хромосфера?

Хромосфера — это внешний слой атмосферы, который обволакивает фотосферу. Если фотосфера имеет желтоватый цвет, то хромосфера — красноватый оттенок. Если первую можно наблюдать в любой момент, то вторую только во время солнечных затмений в виде фиолетовой тонкой полоски.

Хромосфера тоже имеет неоднородную структуру. Она имеет в своем составе спикулы — вытянутые лучи, которые напоминают языки пламени или траву. Есть и еще одно очень интересное формирование — протуберанец .

Это структура, похожая на пятно, которая может излучаться и возвышаться над поверхностью Солнца. Они имеют очень низкую температуру. Иногда протуберанцы могут взрываться и вызывать солнечные вспышки.

Что такое солнечная корона?

Солнечная корона — это самый внешний слой атмосферы звезды, который невозможно наблюдать при обычных условиях. Она заметна лишь при солнечных затмениях в виде лучистой сферы. Астрономы искусственно затеняют диск Солнца, чтобы изучить солнечную корону. Это связано с тем, что корона имеет очень низкую светимость.

Это самый большой слой из всех атмосферных слоев. Его внешняя граница до сих пор не установлена, но считается, что все планеты солнечной системы находятся в ее границах.

Солнечная корона имеет лучистую структуру. Вытянутые элементы в структуре называются корональными петлями и именно в них образуется солнечный ветер — выброс ионизированного излучения Солнцем. Он вызывает возмущение геомагнитного поля Земли. На планете в ответ на это возникают северные сияния и другие явления космической погоды.

Солнечная корона — это самая горячая структура в солнечной атмосфере.

Солнечная атмосфера не похожа на атмосферу Земли, ведь она не состоит из привычных газов. У нее есть свои особенности и особая форма.

Спасибо за внимание! Если вы заметили ошибку в тексте, то, пожалуйста, сообщите о ней в комментариях, там же можете предложить тему для следующей статьи : )

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