Температура Солнца
Хотя на поверхности Солнца нет никаких пожаров, фотосфера бурлит, демонстрируя эффекты лежащей в ее основе конвекции. Фотоны, идущие снизу, захваченные нижележащими слоями, в конце концов улетучиваются. Это приводит к резкому падению температуры и плотности.
Температура на видимой поверхности Солнца составляет около 5800 К, но падает до минимума около 4000 К примерно в 500 километрах над фотосферой. Плотность, примерно 10-7 грамм на кубический сантиметр (г/см3), падает в 2,7 раза каждые 150 километров.
Солнечная атмосфера на самом деле представляет собой вакуум по большинству стандартов, общая плотность выше любого квадратного сантиметра составляет около 1 грамма, что примерно в 1000 раз меньше, чем сопоставимая масса в атмосфере Земли.
Можно видеть сквозь атмосферу Земли, но не сквозь атмосферу Солнца, потому что первая неглубока, и молекулы поглощают только излучение, лежащее за пределами видимого спектра.
Фотосфера
Фотосфера — это часть Солнца, видимая в обычном свете. На его изображении видны две доминирующие черты: потемнение по направлению к внешним областям, называемое потемнением конечностей, и тонкая структура , похожая на рисовое зерно, называемая грануляцией. Затемнение происходит просто потому, что температура падает; когда вы смотрите на край солнца, вы видите свет от более высоких, более холодных и более темных слоев.
Гранулы это конвективные ячейки которые приносят энергию снизу вверх. Каждая ячейка имеет около 1500 километров в поперечнике. Срок службы гранул составляет около 25 минут, в течение которых горячий газ поднимается в них со скоростью около 300 метров в секунду. Затем они распадаются, либо исчезая, либо взрываясь в расширяющееся кольцо гранул.
Гранулы
Гранулы встречаются по всему Солнцу. Считается, что паттерн взрыва формирует окружающие гранулы в виде паттерна, называемого мезогрануляцией, хотя существование этого паттерна является спорным. Более крупный, бесспорный паттерн, называемый супергрануляцией, представляет собой сеть внешних скоростей потоки, каждый около 30 000 км в поперечнике, что, вероятно, связано с большой конвективной зоной, а не с относительно небольшими гранулами. Поток концентрирует поверхностные магнитные поля на границах ячеек супергрануляции, создавая сеть элементов магнитного поля.
Фотосферные магнитные поля распространяются вверх в атмосферу, где сверхгранулярная картина доминирует над проводящим газом. Хотя температура над средними участками поверхности продолжает падать, она падает не так быстро, как на краях сети, и изображение Солнца на длине волны, поглощенной несколько выше поверхности, показывает, что края сети яркие. Это происходит во всем ультрафиолетовом диапазоне.
Фраунгофер был первым, кто наблюдал солнечный спектр, обнаружив излучение во всех цветах со многими темными линиями на определенных длинах волн. Он присвоил этим линиям буквы, под которыми некоторые из них известны до сих пор, такие как D-линии натрия, G-полоса и K-линии ионизированного кальция.
Но именно немецкий физик Густав Р. Кирхгоф объяснил значение линий, объяснив, что темные линии образуются в более холодных верхних слоях, поглощая свет, выходящий снизу. Сравнивая эти линии с лабораторными данными, мы можем выявить элементы, ответственные за их состояние ионизацию и возбуждение.
Видимый солнечный спектр, с заметными линиями Фраунгофера, представляющими длины волн, при которых свет поглощается элементами:
Видимые спектральные линии — это те, которые, как ожидается, будут обычными при 6000 К, где тепловая энергия каждой частицы составляет около 0,5 вольта. Наиболее распространенные элементы, водород и гелий, трудно возбудимы, в то время как атомы , такие как железо, натрий и кальций, имеют множество линий, легко возбуждаемых при этой температуре.
Самые сильные линии в видимом спектре — это линии H и K (буквы Фраунгофера) ионизированного кальция. Потому что кальций легко ионизируется, и эти линии представляют собой переходы, в которых энергия поглощается ионами в основном, или самом низком энергетическом, состоянии.
В относительно низкой плотности фотосферы и выше, где атомы только освещены снизу электроны имеют тенденцию падать в основное состояние, так как возбуждение низкое. D-линии натрия слабее, чем Ca K, потому что большая часть натрия ионизирована и не поглощает излучение.
Интенсивность линий определяется как количеством конкретного элемента и состоянием его ионизации, так и возбуждением атомного энергетического уровня, вовлеченного в линию. Работая назад, можно получить изобилие большинства элементов на Солнце. Этот набор изобилий встречается с большой регулярностью во всей вселенной; он обнаруживается в таких разнообразных объектах , как квазары, метеориты и новые звезды. Солнце состоит примерно на 90% из водорода по числу атомов и на 9,9% из гелия. Остальные атомы состоят из более тяжелых элементов, особенно углерода, азота, кислорода, магния, кремния и железа, что составляет всего 0,1 процента по количеству.
Источник
Строение Солнца. 2. Атмосфера
Атмосфера солнца
4а.Фотосфера
Фотосфера — это нижний из трех слоев атмосферы Солнца, расположенный непосредственно на плотной массе невидимого газа конвективной области. Фотосфера образована раскаленным ионизированным газом, температура которого у основания близка к 10000°С , а у верхней границы, расположенной примерно в 300км выше, порядка 5000°С. Средняя температура фотосферы принимается в 5700°С. При такой температуре раскаленный газ излучает электромагнитную энергию преимущественно в оптическом (видимом) диапазоне волн. Именно этот нижний слой атмосферы, видимый как желтовато-яркий диск, зрительно воспринимается нами как Солнце.
Через прозрачный воздух фотосферы в телескоп отчетливо просматривается ее основание — контакт с массой непрозрачного воздуха конвективной области. Поверхность раздела имеет зернистую структуру, называемую грануляцией. Зерна, или гранулы, имеют поперечники от 700 до 2000км. Положение, конфигурация и размеры гранул меняются. Наблюдения показали, что каждая гранула в отдельности выражена лишь какое-то короткое время (около 5-10 мин.), а затем исчезает, заменяясь новой гранулой. На поверхности Солнца гранулы не остаются неподвижными, а совершают нерегулярные движения со скоростью примерно 2 км/с. В совокупности светлые зерна (гранулы) занимают до 40% поверхности солнечного диска.
Процесс грануляции представляется как наличие в самом нижнем слое фотосферы непрозрачного газа конвективной области — сложной системы вертикальных круговоротов. Светлая ячея — это поступающая из глубины порция более разогретого газа по сравнению с уже охлажденной на поверхности, а потому и менее яркой, компенсационно погружающейся вниз. Яркость гранул на 10-20 процентов больше окружающего фона указывает на различие их температур в 200-300°С.
Образно грануляцию на поверхности Солнца можно сравнить с кипением густой жидкости типа расплавленного гудрона, когда со светлыми восходящими струями появляются пузырьки воздуха, а более темные и плоские участки характеризуют погружающиеся порции жидкости.
Исследования механизма передачи энергии в газовом шаре Солнца от центральной области к поверхности и ее излучение в космическое пространство показали, что она переносится лучами. Даже в конвективной зоне, где передача энергии осуществляется движением газов, большая часть энергии переносится излучением.
Таким образом, поверхность Солнца, излучающая энергию в космическое пространство в световом диапазоне спектра электромагнитных волн, — это разреженный слой газов фотосферы и просматривающаяся сквозь нее гранулированная верхняя поверхность слоя непрозрачного газа конвективной области. В целом зернистая структура, или грануляция, признается свойственной фотосфере — нижнему слою солнечной атмосферы.
4б.Хромосфера Солнца
При полном солнечном затмении у самого края затемненного диска Солнца видно розовое сияние — это хромосфера. Она не имеет резких границ, а представляет собой сочетание множества ярких выступов или языков пламени, находящихся в непрерывном движении. Хромосферу сравнивают иногда с горящей степью. Языки хромосферы называют спикулами. Они имеют в поперечнике от 200 до 2000км (иногда до 10.000км) и достигают в высоту нескольких тысяч километров. Их надо представлять себе как вырывающиеся из Солнца потоки плазмы (раскаленного ионизированного газа).
Установлено, что переход от фотосферы к хромосфере сопровождается скачкообразным повышением температуры от 5700°С до 8000 — 10000°С. К верхней же границе хромосферы, находящейся приблизительно на высоте 14.000км от поверхности Солнца, температура повышается до 15000 — 20000°С. Плотность вещества на таких высотах составляет всего 10-12 г/см3, т.е. в сотни и даже тысячи раз меньше, чем плотность нижних слоев хромосферы.
4с.Солнечная корона
Солнечная корона — внешняя атмосфера Солнца. Некоторые астрономы называют ее атмосферой Солнца. Она образована наиболее разреженным ионизированным газом. Простирается примерно на расстояние 5 диаметров Солнца, имеет лучистое строение, слабо светится. Ее можно наблюдать только во время полного солнечного затмения. Яркость солнечной короны примерно такая же, как у Луны в полнолуние, что составляет лишь около 5/1000.000 долей яркости Солнца. Корональные газы в высокой степени ионизированы, что определяет их температуру примерно в 1млн. градусов. Внешние слои короны излучают в космическое пространство корональный газ — солнечный ветер. Это второй энергетический (после лучистого электромагнитного) поток Солнца, получаемый планетами. Скорость удаления коронального газа от Солнца возрастает от нескольких километров в секунду у короны до 450 км/с на уровне орбиты Земли, что связано с уменьшением силы притяжения Солнца при увеличении расстояния. Постепенно разреживаясь по мере удаления от Солнца, корональный газ заполняет все межпланетное пространство. Он воздействует на тела Солнечной системы как непосредственно, так и через магнитное поле, которое несет с собой. Оно взаимодействует с магнитными полями планет. Именно корональный газ (солнечный ветер) является основной причиной полярных сияний на Земле и активности других процессов магнитосферы.
Источник
Какая температура Солнца
Космическое пространство содержит огромное количество звёзд с разными характеристиками. Для землян самым основным светилом является Солнце. Оно даёт энергию, греет и радует душу. Но какова температура Солнца? Ответ на этот вопрос будет изучен в статье.
Интересные факты
В составе звезды присутствуют следующие элементы:
- водород в количестве 70%;
- гелий в содержании 28%;
- металлические вещества и соединения – 2%.
Если бы этой звезды не существовало, жизни на Земле не было бы и не могло бы быть. Наши предки осознавали, насколько их жизнь зависит от «поведения» светила, поэтому нередко поклонялись ему и сравнивали его с божеством. С тех пор это стало существенным поводом для того, чтобы начать детальное изучение этого «огненного шара».
Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode. Получено 12 января 2007 года.
Многочисленные исследования, проведённые в научном мире, позволяют современным изыскателям заглянуть в далёкое прошлое. Возраст Солнца составляет 5 млрд. лет. Есть мнение, что спустя 4 млрд. лет его свечение станет более ярким, нежели сегодня. Науке также известен термин «солнечный цикл», которым характеризует минимальную и максимальную активность звезды Солнечной системы. В рамках нескольких последних циклов этот показатель увеличился на 0,1%.
О температурных значениях
Температура Солнца, особенно в центральной части звезды, является крайне высокой. Её значение составляет 14 млрд. градусов. Дело в том, что в ядерной части светила наблюдаются существенные термические реакции, при которых происходит деление ядер в условиях повышенного давления. Это провоцирует выделение одного ядра и вместе с ним огромного количества энергии.
Если изучать вопрос, какая температура на Солнце, с логической точки зрения, по мере углубления она должна становиться всё больше и больше, и происходит это резко. Однако определить точные показатели можно только в теории. Если рассматривать эти колебания послойно, можно сделать следующие отметки:
- корона имеет среднюю температуру, составляющую 1 500 000 градусов;
- ядро является наиболее «горячим», приблизительный показатель у его основания составляет 15 500 000 градусов по Цельсию;
- поверхность около 5 500° С.
Но это неточный ответ на вопрос, какая температура на Солнце. Дело в том, что в настоящее время большое количество учёных из разных стран мира занимаются проведением исследований, в отношении определения строения светила. В земных условиях они не прекращают попыток формирования явления термоядерного синтеза для получения информации о поведении плазмы в естественных условиях.
Снимок Солнца 9 апреля 2013 года. Иллюстрация NASA/SDO.
Атмосферные особенности
Относительно невысокая в сравнении с ядром и короной температура на поверхности Солнца вызывает ещё больше вопросов, нежели ответов. Есть ли у звезды атмосфера? И каковы её условия?
На самом деле, толщина этого слоя составляет 500 км и именуется как фотосфера. В ней регулярно происходят конвекционные процессы. Вследствие их течения тепловые потоки постепенно переходят в фотосферу из самых низких ярусов. Солнце способно вращаться, но делает это не так, как любая другая планета, обращающаяся вокруг него. Оно является нетвёрдым, что создаёт определённые особенности его вращения. Аналогичные траектории и эффекты можно наблюдать у газовых гигантов.
Условия в фотосфере
Изучая вопрос, какая температура на поверхности Солнца, стоит изучить данный аспект. В фотосфере её среднее значение приравнивается к отметке 5,5 тыс. градусов по Цельсию. В таких условиях радиация превращается в видимый свет. Что касается пятен, они являются более холодными и тёмными, нежели в области, которая их окружает. В центральной части температурный режим может становиться более «щадящим», т. е. опускаться на несколько тысяч единиц.
Условия в хромосфере
Температура Солнца в градусах присутствует и в области хромосферы. Она представляет собой следующий атмосферный уровень, который считается более холодным и имеет температурный показатель в 4320 градусов. В связи с тем, что она включает в состав внушительное количество водорода, с виду кажется красной. Повышение температуры происходит в короне, которая может быть обнаружена при затмении, во время протекания плазмы наверх.
Показатель мощности Солнца составляет 386 млрд. мегаватт. Ежесекундно, даже в течение каждой секундной доли происходит превращение водорода в гелий и энергию (гамма-лучи). Наряду с этим происходит испускание потока низкой плотности, который именуется солнечным ветром и распространяется по всем сопровождающим Солнце планетам на скоростном режиме в 450 километров в секунду. В итоге потоки текут в космос и направляются, в том числе, в сторону Земли.
Таким образом, в статье было рассмотрено, какая температура Солнца в градусах в разных его частях и в основных атмосферных слоях.
Источник