Атмосфера Солнца

Атмосферой Солнца называют три внешних слоя Солнца, расположенные выше конвективной зоны, и состоящие (по числу атомов) в основном из водорода, 10% гелия, 1/1000 углерода, азота и кислорода и 1/10 000 металлов вместе со всеми остальными химическими элементами.
Атмосферу Солнца принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону, которая переходит в солнечный ветер.

Фотосфера

Фотосфера (перевод с греческого «сфера света») — слой атмосферы звезды,кажущаяся поверхность Солнца, В фотосфере формируется доходящий до нас непрерывный спектр оптического излучения звезд.
Толщина фотосферы Солнца — 300-400 км. Для Солнца температура в фотосфере уменьшается с высотой от 8000-10000 o К до минимальной на Солнце температуры около 4300 o К.
. Плотность фотосферы составляет от 10 -8 до 10 -9 г/смЗ (концентрация частиц от 10 15 до 10 16 1/см3), давление около 0.1 атм.
При таких условиях все атомы с небольшими потенциалами ионизации (в несколько вольт, например Na, K, Ca) оказываются ионизованными. Остальные элементы, в том числе водород, энергия ионизации которого 13.6 эВ, остаются преимущественно в нейтральном состоянии. Фотосфера — единственный на Солнце слой, где водород почти нейтрален.
Поверхность Фотосферы Солнца покрыта гранулами. Размер гранул от 200 до 2000 км, продолжительность их существования от 1 до 10 мин. Гранулы являются верхушками конвективных ячеек, расположенных в конвективной зоне.

Фотография солнечного пятна. По переферии — сетка гранул

Спектральные линии в гранулах и промежутках между ними смещены соответственно в синюю и красную стороны. Это означает, что в средней части гранул подфотосферное солнечное вещество поднимается на поверхность, а на краях гранул стекает вниз. Скорость этих движений составляет 1 — 2 км/с. Поэтому температура в центре гранул выше, чем на периферии. «Глубина» гранул, по-видимому, достигает нескольких сотен, а то и тысячи километров. Грануляция фотосферы практически не зависит от гелиоцентрической широты и фазы цикла СА.

Хромосфера

Хромосфера обнаруживается при полном солнечном затмении как тонкий окрашенный (розоватый) ободок вокруг Солнца. Отсюда и ее название.

Ее толщина около 15*10 3 км. Концентрация частиц в хромосфере ниже, чем в фотосфере, и уменьшается с высотой от 10 14 до 10 10 1/см3. Температура в хромосфере растет с высотой неравномерно: в нижней части — медленно,4500-4800 о К, а в средней и верхней частях — быстро, достигая на границе с короной в переходном слое значений 10 6 о К . В хромосфере по мере продвижения вверх последовательно ионизуются водород, гелий и др. химические элементы. До высоты 1500 км лежит сравнительно плотная нижняя хромосфера, а выше простираются средний (1500-4000 км) и верхний слои, отличающиеся очень неоднородной структурой.
Наиболее мелкие структурные образования в хромосфере называются спикулами. Они имеют продолговатую форму, причем вытянуты преимущественно в радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч километров, а толщина — около одной тысячи километров. Со скоростями в несколько десятков километров в секунду спикулы поднимаются из хромосферы в корону и растворяются в ней. Таким образом, через спикулы происходит обмен веществом между хромосферой и вышележащей короной. Спикулы, в свою очередь, образуют более крупную структуру, называемую хромосферной сеткой. Она состоит из отдельных ячеек размером (30 -60 )*10 3 км.

Часто наблюдается фибрильная структура хромосферы, отражающая характер магнитных полей, вынесенных конвекцией из-под фотосферы в хромосферу, т.е. фибриллы — это петли магнитного поля на поверхности Солнца. Интенсивное появление фибрилл сопутствует рождению новой активной области на Солнце. В активные периоды в хромосфере Солнца наблюдают вспышки и флоккулы. (см солнечная активность)

Солнечная корона

Солнечная корона — самая внешняя и очень разреженная часть атмосферы Солнца, продолжающаяся в виде движущейся от Солнца плазмы — солнечного ветра — в межпланетное пространство. (см. Солнечный ветер)
Между хромосферой и короной находится переходная область, плотность в которой меняется от 10 -12 до 10 -15 г/см3 (концентрация частиц — от 10 12 до 10 9 1/см3), а температура — от 1*10 4 до 1,5*10 6 К. Рост температуры, определяется быстрым падением плотности вещества с высотой и накачкой энергии за счет процессов поглощения акустических и магнитозвуковыx волн, распространяющихся от фотосферы
Корону можно условно разделить на три зоны: внутреннюю (r 2,5 R_C ).
Средняя температура короны 1,5*106 К. С высотой температура короны меняется мало. Плотность короны у переходной области

10 -15 г/смЗ (концентрация частиц 10 8 см-3), а на расстоянии 3RC плотность

6*10 -19 г/смЗ, (концентрация 4.10 5 см-3).
По своему составу корональный газ сходен с фотосферным. Атомы почти полностью лишены всех своих электронов, т.е. корона представляет собой практически полностью ионизированную плазму.
Структура короны довольно сложна, она включает в себя крупные образования, удаляющиеся от Солнца в виде «опахал» или в виде «лучей». Плотность вещества в этих образованиях, по-видимому, почти на порядок выше, чем в окружающей короне.

С другой стороны, в полярных областях постоянно существуют так называемые корональные дыры — области с аномально низкими температурами, с исключительно низкой плотностью.

Темные области на снимке в рентгене– корональные дыры

Их общая площадь достигает 15% от всей площади поверхности Солнца, на низких широтах площади корональных дыр меньше 2-5% площади поверхности Солнца. Время жизни одной дыры может превышать 5 оборотов Солнца (до 20 оборотов).
Корональные дыры связаны с униполярными областями в фотосфере.
В этих областях происходит усиление истечения плазмы солнечного ветра, оказывающего существенное влияние на геофизические явления.

Яркость короны в миллион раз меньше яркости фотосферы. Наблюдать солнечную корону невооруженным глазом можно только во время полной фазы солнечных затмений. Вне затмений с поверхности Земли корону наблюдают при помощи специальных телескопов — коронографов.

Корональные транзиенты Общее название коротроживущих изменений в короне, в основоном используется для описания выходящих из С. плазменных облаков — Корональных выбросов масс (Coronal Mass Ejection).
Этими мощными выбросами плазменного вещества уносится примерно половина общей энергии солнечной вспышки. CME проходит через солнечную корону и со скоростью порядка 1000 км/с достигает орбиты Земли через 1 – 2 суток. Солнечные корпускулярные потоки, взаимодействуя с земной магнитосферой, вызывают магнитные бури и магнитосферные суббури.

Магнитное поле Солнца разделяется на два типа — общее поле и локальные поля.
Общее магнитное поле Солнца — это поле полоидального типа, вытянутое вдоль солнечных меридианов и подобное полю дипольного типа. Его напряженность на уровне фотосферы составляет 1-2 Гс. Общее поле Солнца периодически, приблизительно раз в 11 лет меняет свою полярность на противоположную. Полный период Т = 22 года.
Общее поле состоит из множества мелких структур разной полярности и размеров, напряженностью до 10-20 Гс.
Локальные магнитные поля активных образований на Солнце разделяются на биполярные (ВМ) и униполярные (UM) области. Напряженность поля |B| в ВМ-областях варьирует от 0,1 до нескольких сотен гаусс. Знак поля различен в различных частях этих областей, и, поскольку они вытянуты вдоль линии восток-запад, в них всегда можно выделить ведущую (р) и ведомую (f) полярности. Эти полярности различны в северном и южном полушариях и меняют знак с началом каждого нового 11-летнего цикла.
UM-области по сравнению с ВМ-областями располагаются ближе к полюсам и имеют меньшую напряженность магнитного поля, но большую площадь и продолжительность жизни: для UM-области характерно В

5-7 оборотов Солнца. Развитие ВМ- и UM-областей предшествует появлению активных областей на Солнце и завершается после исчезновения.

Более подробную информацию по данному вопросу можно найти в разделах СиЗиФа
ОБЗОРЫ и СТАТЬИ, а также на страницах учебника.
Специально вопросам солнечной активности посвящен богато иллюстрированный раздел проекта Э.В. Кононовича ЖИЗНЬ ЗЕМЛИ В АТМОСФЕРЕ СОЛНЦА

Также смотри родственные разделы справочника:

Источник

Строение атмосферы Солнца

Все виды излучений, которые мы воспринимаем от Солнца, образуются в его самых внешних слоях, в атмосфере. Самый глубокий и плотный слой атмосферы — фотосфера — имеет толщину около 200— 300 км, плотность вещества в ней около 10 -5 кг/м 3 , значительно меньше плотности земной атмосферы, которая у поверхности Земли равна 1 кг/м 3 Несмотря на, казалось бы, малое значение толщины и плотности, фотосфера непрозрачна для всех видов излучений, образующихся в более глубоких слоях Солнца, поэтому мы не можем заглянуть в его под-фотосферные слои. Температура фотосферы растет с глубиной и в среднем составляет 6000 К. Именно эта температура принимается за температуру поверхности, а саму фотосферу принято считать поверхностью Солнца, и от нее начинаются слои атмосферы.

Слои атмосферы Солнца

Атмосфера Солнца состоит из трех слоев, между которыми нет резкой границы. Самый близкий к фотосфере и самый плотный, но очень тонкий слой называется обращающим слоем. Следующий, более обширный и более разреженный слой называется хромосферой (от греческого «хромоc», что означает «цвет»). Хромосфера Солнца имеет красноватый оттенок.

Хромосфера 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.

Наконец, третий, самый обширный и разреженный слой атмосферы Солнца называется солнечной короной. Он представляется нам в виде лучистого сияния с перламутровым оттенком.

Фотосфера Солнца начинается на 200—300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

В фотосфере видна зернистая структура, получившая название грануляции. Характерные угловые размеры гранул, напоминающих по виду рисовые зерна, составляют 1—2′, но линейные их размеры достигают тысячи и более километров. Наблюдения показывают, что грануляция находится в непрерывном движении и изменении: одни гранулы исчезают, а взамен им тут же появляются новые. Средняя продолжительность жизни различных гранул от 5 до 10 мин. Смещение спектральных линий в спектре центральной, более яркой и горячей части гранулы указывает на подъем горячего вещества из-под фотосферы; противоположное смещение линии в спектре более темного и холодного вещества, окаймляющего гранулу, указывает на опускание вещества под фотосферу.

Скорость подъема и опускания газа в слоях солнечной атмосферы составляет около 1 км/с, а разница между температурой горячего и холодного вещества близка к 300 К. Картина грануляции во многом напоминает картину на поверхности кипящей воды — конвекцию. Горячая вода, как более легкая, поднимается снизу вверх, на поверхности она отдает свою энергию в окружающее пространство и, охладившись, опускается вниз. Специальные измерения показали, что поверхность кипящей воды разбивается на ячейки и в каждой горячее вещество поднимается, а по краям более холодное опускается. Таким образом, грануляция на Солнце указывает на то, что энергия в фотосферу поступает из более глубоких и горячих слоев Солнца путем конвекции.

Пятна на Солнце

На ярком фоне фотосферы наблюдаются темные пятна. Такое пятно представляет собой довольно сложное образование, состоящее из центральной темной области, называемой тенью, и окаймляющей ее более светлой области с вытянутыми вдоль радиуса пятна темными и светлыми образованиями, получившей название полутени.

Размеры солнечных пятен крайне разнообразны. В небольшие телескопы примерно с 50-кратным увеличением уже можно видеть пятна с угловым поперечником в 4—5″. Они выглядят небольшими черными точками без признаков полутени, но в действительности их линейные размеры близки к 3000—3500 км. Линейные поперечники пятен с угловыми размерами около 18″ сравнимы с диаметром нашей Земли (примерно 13 000 км). У наиболее же крупных, но редко появляющихся пятен угловые диаметры достигают 4′, т. е. 0,13 диаметра Солнца, и следовательно, их линейные размеры приближаются к 180 000 км! Такие крупные пятна хорошо видны даже невооруженным глазом (конечно, только сквозь темный светофильтр) .

На фоне ослепительно яркой фотосферы пятно нам кажется черным. Однако измерения показали, что яркость пятен в 5—10 раз меньше яркости окружающей горячей фотосферы, а их реальный цвет — красноватый. Эти измерения позволили оценить температуру Т„ вещества в тени пятен. Поскольку поверхность пятен площадью 1 м 2 излучает в 5—10 раз меньше энергии, чем такой же участок фотосферы с температурой Т = 6000 К, то, используя закон Стефана — Больцмана, можно записать:

откуда следует, что температура пятен заключена в пределах от 3400 до 4000 K:

На фотографиях солнечных пятен отчетливо заметна структура распределения темных и светлых областей в полутени пятна, похожая на распределение железных опилок в магнитном поле, причем темные области вытянуты вдоль магнитных линий. Наличие сильного магнитного поля в пятнах подтверждается и спектральными наблюдениями. В некоторых пятнах магнитная индукция достигает 0,5 Тл и выше, в то время как в среднем в фотосфере она составляет 10 -4 -10 -3 Тл. В центре пятна вектор магнитной индукции направлен перпендикулярно к поверхности Солнца, а на краях, в полутени он идет вдоль поверхности и его значение меньше.

Сильное магнитное поле пятен является причиной их низкой температуры. Это объясняется тем, что вещество фотосферы представляет собой плазму, состоящую из заряженных частиц. Сильное магнитное поле тормозит движение плазмы, замедляет ее конвенцию и тем самым ослабляет поступление энергии из внутренних слоев Солнца. В результате температура вещества в области пятен уменьшается и пятна выглядят темными на фоне яркой фотосферы.

Обычно пятна появляются группами. В группе самое большое головное пятно расположено впереди по направлению вращения Солнца; оно имеет полярность магнитного поля, противоположную полярности следующего за ним меньшего пятна. Кроме того, головное пятно в северном полушарии Солнца имеет полярность, противоположную полярности головного пятна южного полушария.

Наряду с пятнами на фотосфере, вблизи края солнечного диска сравнительно часто видны факелы — светлые образования довольно сложной волокнистой структуры. Некоторые факелы живут неделями. Их яркость незначительно превышает яркость фотосферы, а температура всего лишь на 200— 300 К выше ее температуры.

Солнечная корона

На рисунке показана фотография Солнца, полученная во время полного солнечного затмения 31 июля 1981 г. Экспозиция подобрана таким образом, что заметен тонкий слой хромосферы и внутренняя часть внешней оболочки солнечной атмосферы — короны, имеющей вид лучистого жемчужного сияния, яркость которого в миллион раз меньше яркости фотосферы. На фотоснимках, полученных с большой экспозицией, солнечная корона прослеживается до расстояний в десять и более радиусов Солнца. На данном снимке видна самая яркая часть солнечной короны. Обращают на себя внимание несколько ярких образований, похожих на выбросы, которые получили название протуберанцев.

Температура атмосферы Солнца сначала убывает от 6000 К в фотосфере до 4800 К в нижних слоях хромосферы, а затем начинает резко возрастать в ее верхних слоях и в короне. Средняя температура вещества хромосферы около 20 000 К. Именно благодаря такой высокой температуре в хромосфере возбуждается свечение атомов гелия.

Изучение солнечной короны показало, что она состоит из сильно разреженной плазмы с температурой, близкой к двум миллионам кельвинов (2*10 6 К). Плотность ее вещества в сотни миллиардов раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли. В таких условиях нейтральные атомы химических элементов существовать не могут, так как их скорость настолько велика, что при взаимных столкновениях они теряют электроны и многократно ионизуются. Поэтому солнечная корона состоит в основном из протонов, ядер гелия и свободных электронов с незначительными примесями ионов других химических элементов. Этим и объясняется своеобразный спектр солнечной короны: в нем отсутствуют линии водорода, гелия, натрия (свойственные спектру хромосферы), а необычайно слабый, еле заметный непрерывный фон спектра создается электронами, рассеивающими свет фотосферы.

Корона— внешняя разреженная и горячая оболочка Солнца, распространяющаяся от него на несколько солнечных радиусов и имеющая температуру плазмы до миллиона градусов. Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во время полных солнечных затмений или с помощью специальных телескопов-коронографов. Внешние слои атмосферы Солнца тянутся вплоть до орбиты Земли.

С высокой температурой короны и разреженностью ее вещества связана разгадка наблюдаемых в ее спектре двух ярких линий — зеленой λ = 5303 Å и красной λ = 6374 Å. Сравнение положений этих линий со спектрами излучения известных химических элементов, полученных в лабораториях, не давало положительных результатов. Астрономы уже имели дело с аналогичной ситуацией, приведшей к открытию гелия. Поэтому сначала ученые предположили существование нового химического элемента, который назвали ко-ронием. Но потом возникло предположение о принадлежности этих линий известному химическому элементу, который, находясь в условиях сильно разреженной короны с высокой температурой, излучает волны, соответствующие наблюдаемым спектральным линиям.

Теоретическое исследование состоянии ионизации и возбуждения атомов химических элементов в физических условиях солнечной короны, проведенное к началу 40-х годов прошлого столетия, показало, что эти две загадочные спектральные линии соответствуют длинам волн, которые излучают атомы железа, находясь в высокой степени ионизации. Зеленая линия принадлежит атому железа, у которого оторвано 13 внешних электронов, а красная линия принадлежит атому железа, у которого оторвано 9 внешних электронов. Дальнейшие исследования показали, что большинство линий излучения короны принадлежит различным элементам, находящимся в состоянии высокой степени ионизации.

Основное число линий излучения короны находится в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах спектра, а для их наблюдений используют специальные (ультрафиолетовые и рентгеновские) телескопы, установленные на космических научных станциях. Обширный материал по ультрафиолетовому излучению Солнца получен советской солнечной обсерваторией на борту космической станции «Салют».

Как всякая разреженная горячая плазма, солнечная корона интенсивно излучает дециметровые и метровые радиоволны. Радиоизлучение короны было впервые обнаружено во время второй мировой войны. Известный астрофизик Д. Г Мензел в своей книге «Наше Солнце» так описывает это открытие: «Однажды после полудня в 1942 г. все британские радиолокационные станции кругового обзора вышли из строя. Интенсивное высокочастотное радиоизлучение заглушило обычный сигнал локатора. Вначале операторы заподозрили новую контрмеру врага. Но проверка показала, что все радиолокаторы на побережье были направлены в сторону заходящего Солнца».

Детальные исследования радиоизлучения солнечной короны установили ее протяженность до расстояний в несколько десятков радиусов Солнца. Далее она постепенно рассеивается в межпланетном пространстве. Эти исследования подтвердили ничтожную плотность и высокую температуру короны.
Каким же образом вещество солнечной короны нагревается до столь высокой температуры?

Оказывается, к нагреванию короны имеет непосредственное отношение конвекция, наблюдаемая в фотосфере. Здесь опять полезна аналогия конвекции на Солнце с процессами, происходящими в кипящей воде. Если прислушаться к кипящей воде, то можно услышать шум — звуковые волны, которые возбуждаются в воздухе на границе с поверхностью воды ее конвективными движениями. Такие же волны, но в еще больших масштабах возбуждаются конвекцией в фотосфере. Затем эти волны распространяются наружу в хромосферу и корону, унося с собой часть механической энергии конвективных движений. Как и любой волновой процесс, эти волны по мере распространения затухают и особенно эффективно— в короне. Энергия, которую они переносят, и нагревает солнечную корону до высокой температуры в два миллиона кельвинов.

Солнечные протуберанцы

Во время полных солнечных затмений во внутренних слоях солнечной короны наблюдаются протуберанцы — струи горячего вещества, имеющие вид выступов и фонтанов. Плотность вещества протуберанцев значительно больше плотности короны, а температура близка к 10 000 К.

В настоящее время астрономы имеют возможность наблюдать протуберанцы и вне солнечных затмений. Для этого они применяют специальный инструмент — внезатменный коронограф, в котором солнечное затмение искусственно создается заслонкой (искусственной луной). Так как протуберанцы излучают много света в красной водородной линии (Н_α), которая практически отсутствует в спектре короны, то внутреннюю область короны фотографируют сквозь специальный светофильтр, пропускающий только излучение, длина волны которого соответствует этой линйи спектра. На таких фотографиях корона почти не видна, а протуберанцы, наоборот, видны отчетливо.

Некоторые протуберанцы, конденсирующиеся в нижних слоях солнечной короны, подолгу, в течение многих часов висят над хромосферой, медленно меняют свой вид и постепенно исчезают, подобно тому как рассеиваются легкие облака в прогретой земной атмосфере в летнее время года. Такие протуберанцы получили название спокойных. Другой вид протуберанцев — эруптивные. Они внезапно, с большой скоростью взлетают над хромосферой, быстро поднимаются до высоты в несколько десятков и даже сотен тысяч километров и также быстро падают обратно.

На рисунке представлена серия фотографий одного из самых грандиозных протуберанцев, который когда-либо наблюдался. Он даже получил имя «Дедушка». Всего почти за 30 мин он поднялся на высоту около 400 000 км, что соответствует скорости вещества примерно в 200 км/с. Наблюдались протуберанцы, которые удалялись на 1,5-10б км от поверхности Солнца. В конце концов вещество протуберанцев или рассеивается в солнечной короне, или падает в хромосферу.

Солнечная корона находится в динамическом равновесии. В нее постоянно поступает плазма из хромосферы, а из короны истекает в межпланетное пространство непрерывный поток частиц (протонов, ядер гелия, ионов, электронов), называемый солнечным ветром. Частицы солнечного ветра покидают солнечную корону со скоростью около 800 км/с, поэтому мощное притяжение Солнца не может их удержать. Вблизи Земли скорость солнечного ветра достигает 500 км/с. Существование такого потока частиц от Солнца предполагали еще в середине XIX в. для объяснения природы кометных хвостов. Прямые измерения состава и скорости частиц солнечного ветра впервые были проведены с борта советской космической станции «Луна-3» в 1959 г.

Источник