Размер короны у солнца

Размер короны у солнца

В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца — корона — обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а её слабое продолжение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъёме 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. кельвинов!

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 её цвет.

изображение (формат C3), полученное Большим угловым спектральным коронографом (LASCO) обсерватории SOHO
источники: архив SOHO, Википедия

Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу её 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 фотопластиной 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, чётко связанные с активными областями.

В 1929–1931 году французский оптик-экспериментатор Бернар Лио (Lyot, Bernard) создал коронограф — прибор для наблюдений солнечной короны вне затмений, что позволило существенно продвинуть вперед изучение Солнца.

На солнечной обсерватории SOHO установлен коронограф LASCO (Large Angle Spectrometric Coronagraph) (Большой угловой спектральный коронограф). LASCO дает изображения солнечной короны, блокируя свет, идущий прямо из Солнца, затеняющим диском, создавая искусственное затмение в пределах самого инструмента. Положение солнечного диска обозначено в изображениях белым кругом.

Очевидной особенностью короны являются корональные шлейфы (стриммеры), это почти радиальные зоны, которые могут быть замечены на изображениях и в C2 и в C3. Иногда, выбросы крональных масс могут находиться на больших расстояниях от Солнца — на пересечении областей представления обоих коронографов. Тень, пересекающая изображения из нижнего левого угла до центра, образуется от рычага, на котором укреплен затеняющий диск.

Изображения C2 показывают внутреннюю солнечную корону на удалении до 8,4 миллионов километров (5,25 миллионов миль) от Солнца. У изображений C3 гораздо б́ольшая область представления: они охватывают 32 диаметра Солнца. Диаметр области пространства вокруг Солнца на этих изображений составляет 45 миллионов километров (приблизительно 30 миллионов миль), или половину диаметра орбиты Меркурия. Много ярких звезд [и комет] могут быть замечены позади Солнца.

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.

Ещё 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. [А.П. Ганский, кстати, обнаружил и 80-летний цикл 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 щёточки (см. картинки в шапке и внизу страницы). При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным перемещением в течение 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.

вытянутая корона соответсятвует спокойному Солнцу (минимум активности)
источник:
Астрономия. Энциклопедия, Аванта. 1988

Тщательные исследования позволили установить, что между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует определённая 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 её область называют обычно возбуждённой. Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённых 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 ещё 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 удавалось 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 ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в 1 см З , что в 100 млрд раз разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с электронами. Силы электронных ударов так велики, что атомы лёгких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь «голые» атомные ядра. Более тяжёлые элементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высокой степени ионизации.

Корональный газ — это высокоионизованная плазма; она состоит из множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжёлых 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 рассеянием обычного солнечного света на свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом
поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным излучением высокоионизованных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеянием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в межзвёздной среде. А отсутствие линий 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 потока 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 ещё более разреженной межзвёздной средой.

Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищенные от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле (геофизические явления).

Картинка для шапки страницы взята отсюда: The Big Corona. Astronomy Picture of the Day (2009 July 26).
Фотографию предоставил бельгийский астроном и фотограф Коэн ван Горп (Koen van Gorp).
Во время полного солнечного затмения протяженная внешняя атмосфера, или корона Солнца представляет собой приводящее в трепет и вдохновляющее зрелище. Тонкие оттенки и блистающие детали короны приковывают к себе взоры. Отношение яркостей деталей короны больше 10000 к 1, поэтому запечатлеть их на одной фотографии — очень трудная задача. Но эта картинка, составленная из 33 цифровых изображений, полученных с экспозициями от 1/8000 до 1/5 секунды, очень близка к тому, чтобы показать корону Солнца во всем ее величии. Изображения были получены с помощью телескопа в Сиде, Турция во время солнечного затмения 29 марта 2006 года. На картинке также виден розоватый протуберанец, протянувшийся за верхний край затмившегося Солнца.
Здесь расположена еще одна прекрасная фотография этого затмения (170 КБ), сделанная Коэном ван Гарпом.
Композитный снимок всех фаз этого затмения недалеко от Анталии смотрите здесь.

А это композитное (составное) изображение солнечной короны полученно с помощью цифрового зеркального фотоаппарата
во время полного солнечного затмения на болгарском курорте Шабла 11 августа 1999 года Вячеславом Хондыревым

Источник

Солнечная корона

» Солнце » Солнечная корона

Солнечная корона – это внешняя часть атмосферы Солнца. Она состоит из разряженных ионизованных газов, температура которых выше, чем в других частях солнечной атмосферы, и составляет миллион градусов Кельвина. Частицы вещества в солнечной короне движутся с огромными скоростями. Толщина солнечной короны составляет десятки солнечных радиусов.

Огромная температура солнечной короны возникает в результате того, что в нее из глубинных оболочек звезды выбрасывается огромное количество пылающего солнечного вещества – газов и плазмы, которые нагревают солнечную корону.

Корону можно наблюдать во время солнечного затмения. Она не ярка по сравнения с фотосферой и хромосферой: фотосфера и хромосфера в миллионы раз ярче. Самая яркая часть солнечной короны называется внутренней короной. Она находится от поверхности Солнца на высоте более одного солнечного радиуса.

Корона имеет лучистую структуру, т.е. обладает слабым свечением. Сила этого свечения приблизительно такая же, как у свечения Луны в полнолуние — 5/1000000 долей яркости Солнца. Газы солнечной короны, выбрасываемые в межзвездное пространство, называют солнечным ветром. Солнечный ветер – это поток частиц, который способен достигнуть Земли и других планет. Его скорость становится больше по мере удаления от Солнца. Около Земли она составляет 450 км/с. Когда солнечный ветер попадает в магнитное поле Земли, его частицы начинают светиться. Так возникает Северное сияние.

Источник

Установлен размер солнечной короны

Солнечная атмосфера больше, чем ранее считали Наблюдая за гигантскими солнечными волнами, ученые установили, что атмосфера нашего Светила намного больше, чем предполагалось ранее. По данным третьей миссии NASA она от поверхности Солнца.

Солнечная атмосфера больше, чем ранее считали

Наблюдая за гигантскими солнечными волнами, ученые установили, что атмосфера нашего Светила намного больше, чем предполагалось ранее. По данным третьей миссии NASA она от поверхности Солнца простирается на восемь миллионов километров.

Американские ученые их штата Колорадо (Юго-западный НИИ в Боулдере) под руководством Крейга Де Фореста по колебаниям, напоминающим звуковые волны, составили карту солнечной короны.

Звуки эти в безвоздушном пространстве не слышны, но анализ показал, что через корону они распространяются аналогично магнитозвуковым (альвеновским) волнам, являющимся чем-то средним между волнами магнитными и звуковыми. Периодичность колебаний волн составляет раз в четыре часа, а дальность из распространения, превышает, по утверждению NASA, диаметр Земли в десять раз.

Волны во время солнечных бурь и прочих возмущений на Солнце выбрасываются от поверхности звезды на расстояние более пяти миллионов километров, после чего они выходят в открытый космос, отделившись от короны, равномерным потоком, который принято называть солнечным ветром.

Сотрудники NASA надеются, что для запланированной на 2018 год миссии Solar Probe Plus, исследования очень важны, поскольку корабль, запуск которого готовится, подойти к поверхности Солнца должен будет на максимально близкое расстояние, которое составляет чуть более шести миллионов километров. Ранее подобного рода задача ни перед одним космическим кораблем не стояла, поэтому новое путешествие в космос имеет историческое значение.

Миссия Solar Probe Plus ставит задачей изучение внутренней части Солнца, а проведенные исследования должны помочь ей в этом. Измерение магнитного поля, скорости движения солнечного вещества и измерение плотности его, позволит лучше понять происходящие внутри короны тепловые процессы и принцип возникновения солнечного ветра, а также определить границу внутреннюю гелиосферы (область действия магнитного и солнечного ветров).

Велли Марк, сотрудник Jet Propulsion Laboratory, входящий в группу Solar Probe Plus

Понравилась статья? Напишите свое мнение в комментариях.
Подпишитесь на наш ФБ:

Источник