Хромосферные вспышки солнца это

Хромосферные вспышки солнца это

Активные области, хромосферные вспышки, рентгеновское и радиоизлучение Солнца

На Солнце в так называемых активных областях наблюдается усиление движения газов и изменение характера этих движений. В этих областях возникают не только пятна, но и факелы, флоккулы, усиление магнитных полей, некоторые протуберанцы.

Активные области излучают больше корпускул, ультрафиолетовых, рентгеновских и даже космических лучей высокой энергии. Все эти виды излучений лишь недавно стало возможно изучать приборами, установленными на высотных ракетах, искусственных спутниках Земли и межпланетных автоматических станциях.

Ультрафиолетовый конец солнечного спектра впервые сфотографировали с высотных ракет, так как земная атмосфера это коротковолновое излучение поглощает целиком и не пропускает к Земле.

Между тем ультрафиолетовый спектр Солнца содержит ценнейшую дополнительную информацию о физическом состоянии и химическом составе внешних слоев Солнца. Ультрафиолетовые лучи — главный ионизатор земной атмосферы, основной создатель ее ионосферы.

Рис. 131. Фотография Солнца в рентгеновских лучах

Для измерения рентгеновского излучения Солнца вместо спектрографа приходится пользоваться особыми счетчиками, покрытыми тонкой пленкой, поглощающей рентгеновские кванты разной энергии, в зависимости от состава и толщины пленки. На рис. 131 приведена фотография Солнца в рентгеновских лучах. В этих лучах особенно ярки активные области. В них рентгеновская яркость раз в 100 больше, чем в спокойных областях Солнца. Рентгеновское излучение возникает во внутренней короне Солнца, на десятки тысяч километров выше уровня появления водородных флоккул.

По спектрогелиограммам было обнаружено, что изредка на Солнце бывают кратковременные яркие вспышки особенно плотных и горячих газов; температура плазмы во вспышках достигает нескольких десятков тысяч градусов. Именно они-то, а не самые пятна, с которыми вспышки обычно связаны, являются причиной быстрых электромагнитных возмущений на Земле, которые раньше приписывались непосредственно влиянию пятен. (Впрочем, дело обстоит, по-видимому, еще сложнее.) Электромагнитные возмущения на Земле проявляются в колебаниях магнитной стрелки компаса, в помехах в работе проволочного и радиотелеграфа и т. д. Об этом мы поговорим еще и дальше.

Рис. 132. Фотографии четырех солнечных вспышек в свете бальмеровской линии водорода Н&#945

Для радиосвязи возможность предвидеть наступление таких помех была бы особенно ценна. Опыты предсказания наступления таких помех и даже опыты прогноза погоды, основанные на анализе наблюдаемой связи помех с областями активных изменений и активного излучения на Солнце, все время делаются. Дело в том, что, вообще говоря, для того чтобы повлиять на Землю, активная область должна быть вблизи центра видимого диска Солнца. Всегда можно заранее рассчитать, зная период вращения Солнца, когда активная область, видимая вдали от центра, окажется вблизи него (вернее, на его центральном меридиане).

Улучшение предсказаний хромосферных вспышек очень важно для обеспечения безопасности космонавтов. При хромосферных вспышках возникают лучи, сходные по составу с космическими лучами: 90% протонов и 10% альфа-частиц (ядер гелия). Интенсивность космического излучения возрастает при этом в тысячи раз и более в течение нескольких часов. Особенно мощные вспышки происходят в среднем один раз за 4-5 лет в эпоху спада или подъема солнечной деятельности.

С 1957 г. на Солнце пытались обнаружить изотоп водорода с атомным весом 2. Можно было ожидать его образования при ядерных реакциях, сопровождающих солнечные вспышки. В августе 1972 г. при сильной вспышке было обнаружено гамма-излучение, которое могло произойти при образовании дейтерия. На следующий год дейтерий был обнаружен непосредственно в солнечном ветре при нескольких вспышках благодаря приборам, установленным на двух искусственных спутниках Земли. Тут же зарегистрировали и другой изотоп водорода — тритий. Он нестабилен и половина его распадается за 12,6 лет. Оба изотопа возникают от столкновений быстрых протонов и ядер гелия с ядрами более тяжелых элементов. В продуктах вспышек содержание дейтерия возрастает в сотни раз, достигая 0,1% атомов водорода. Проходившая, по-видимому, очень активная область Солнца дала ряд очень сильных хромосферных вспышек, сопровождавшихся рядом геофизических последствий — бурь в космических лучах, больших магнитных бурь и возмущений ионосферы. Подобные вспышки крайне опасны для космонавтов в открытом Космосе и даже внутри корабля. К сожалению, предвидеть их мы еще не умеем.

Многие исследователи в годы второй мировой войны обнаружили радиоизлучение, идущее от Солнца. Из радиоволн, испускаемых Солнцем, мы можем принимать волны длиной (примерно) от 10 м до нескольких сантиметров.

Если предположить, что Солнце в области радиоволн излучает как абсолютно черное тело, то по интенсивности его радиолучей с длиной волны 1 м его температура составляет сотни тысяч градусов. Метровые волны излучаются солнечной короной, а сантиметровые — хромосферой. Вычисленная выше «температура» характеризует лишь скорость движения электронов в этих оболочках Солнца и соответствует тому, что говорилось ранее в этой книге о причине ионизации газов в короне.

Временами радиоизлучение Солнца усиливается в сотни тысяч раз. Это явление называют «всплесками»; они сопровождают большие солнечные пятна, вернее, происходящие вблизи последних кратковременные извержения из недр крайне горячих газов — хромосферные вспышки.

По теории И. С. Шкловского эти «всплески» вызваны тем, что потоки электрически заряженных частиц, выбрасываемых Солнцем и производящих на Земле полярные сияния, на своем пути вызывают в солнечной атмосфере особые «собственные колебания» находящихся в ней электронов. Эти колебания порождают кратковременное усиленное радиоизлучение.

Однако радиоизлучение активного Солнца очень сложно и разнообразно и теоретическое его объяснение находится в процессе дальнейшей разработки.

Источник

Хромосферные вспышки солнца это

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