Изпъкналости
Повърхността на Слънцето, която виждаме, е известна като фотосфера. Това е областта, където светлината от ядрото най-накрая достига повърхността. Фотосферата има температура около 6000 K и свети в бяло.
Точно над фотосферата атмосферата се простира на няколкостотин хиляди километра. Нека разгледаме по-отблизо структурата на слънчевата атмосфера.
Първият слой в атмосферата има минимална температура и се намира на разстояние около 500 км над повърхността на фотосферата, с температура около 4000 K. За звезда това е доста хладно.
Хромосфера
Следващият слой е известен като хромосфера. Намира се на разстояние само около 10 000 км от повърхността. В горната част на хромосферата температурите могат да достигнат 20 000 K. Хромосферата е невидима без специално оборудване, което използва теснолентови оптични филтри. Гигантски слънчеви изпъкналости могат да се издигнат в хромосферата до височина от 150 000 км.
Над хромосферата има преходен слой. Под този слой гравитацията е доминиращата сила. Над преходната област температурата се повишава бързо, защото хелият става напълно йонизиран.
Слънчева корона
Следващият слой е короната и се простира от Слънцето на милиони километри в космоса. Можете да видите короната по време на пълно затъмнение, когато дискът на светилото е покрит от Луната. Температурата на короната е около 200 пъти по-висока от повърхността.
Докато температурата на фотосферата е само 6000 K, близо до короната тя може да достигне 1-3 милиона градуса по Келвин. Учените все още не знаят напълно защо е толкова високо.
Хелиосфера
Горната част на атмосферата се нарича хелиосфера. Това е балон от пространство, изпълнен със слънчев вятър и се простира до около 20 астрономически единици (1 AU е разстоянието от Земята до Слънцето). В крайна сметка хелиосферата постепенно преминава в междузвездната среда.
Звездите са направени изцяло от газ. Но техните външни слоеве също се наричат атмосфера.
Атмосферата на Слънцето започва на 200-300 км. по-дълбоко от видимия ръб на слънчевия диск. Тези най-дълбоки слоеве на атмосферата се наричат фотосфера. Тъй като тяхната дебелина е не повече от една трихилядна от слънчевия радиус, фотосферата понякога условно се нарича повърхност на Слънцето. Плътността на газа във фотосферата е приблизително същата като в стратосферата на Земята и стотици пъти по-малка, отколкото на повърхността на Земята. Температурата на фотосферата намалява до 8000 K на дълбочина 300 km. до 4000 K в най-горните слоеве. В телескоп с голямо увеличение можете да наблюдавате фините детайли на фотосферата: всичко изглежда осеяно с малки ярки зърна - гранули, разделени от мрежа от тесни тъмни пътеки. Гранулирането е резултат от смесването на по-топлите газови потоци, които се издигат и по-студените, които се спускат. Температурната разлика между тях във външните слоеве е сравнително малка, но по-дълбоко, в конвективната зона, е по-голяма и смесването става много по-интензивно. Конвекцията във външните слоеве на Слънцето играе огромна роля при определянето на цялостната структура на атмосферата. В крайна сметка именно конвекцията, в резултат на сложно взаимодействие със слънчевите магнитни полета, е причината за всички разнообразни прояви на слънчевата активност. Фотосферата постепенно преминава в по-разредените външни слоеве на слънчевата атмосфера - хромосферата и короната.
Хромосферата (на гръцки „светлинна сфера“) е кръстена на своя червеникаво-виолетов цвят. Вижда се по време на пълно слънчево затъмнение като накъсан ярък пръстен около черния диск на Луната, който току-що е засенчил Слънцето. Хромосферата е много разнородна и се състои главно от удължени удължени езици (спикули), които й придават вид на горяща трева. Температурата на тези хромосферни струи е 2-3 пъти по-висока от тази във фотосферата, а плътността е стотици хиляди пъти по-ниска. Общата дължина на хромосферата е 10-15 хиляди км. Повишаването на температурата в хромосферата се обяснява с разпространението на вълни и магнитни полета, проникващи в нея от конвективната зона. Веществото се нагрява почти по същия начин, както ако е в гигантска микровълнова фурна. Скоростта на топлинното движение на частиците се увеличава, сблъсъците между тях стават по-чести и атомите губят своите външни електрони: веществото се превръща в гореща йонизирана плазма. Същите тези физически процеси също поддържат необичайно високата температура на най-външните слоеве на слънчевата атмосфера, които се намират над хромосферата. Често по време на затъмнения над повърхността на слънцето могат да се наблюдават „фонтани“, „облаци“, „фунии“, „храсти“, „арки“ и други ярко светещи образувания от хромосферна материя с причудлива форма. Това са най-амбициозните образувания на слънчевата атмосфера – протуберанци. Те имат приблизително същата плътност и температура като хромосферата. Но те са над него и са заобиколени от по-високи, силно разредени горни слоеве на слънчевата атмосфера. Протуберанциите не попадат в хромосферата, защото тяхната материя се поддържа от магнитните полета на активните области на Слънцето. Някои изпъкналости, останали дълго време без забележими промени, внезапно изглежда експлодират и материята им се изхвърля в междупланетното пространство със скорост стотици километри в секунда.
За разлика от хромосферата и фотосферата, най-външната част на слънчевата атмосфера - короната - има огромна степен: тя се простира на милиони километри, което съответства на няколко слънчеви радиуса. Плътността на материята в слънчевата корона намалява с височина много по-бавно от плътността на въздуха в земната атмосфера. Короната се наблюдава най-добре по време на пълната фаза на слънчевото затъмнение. Основната характеристика на короната е нейната лъчиста структура. Короналните лъчи имат голямо разнообразие от форми: понякога те са къси, понякога дълги, някои лъчи са прави, а понякога са силно извити. Общият вид на слънчевата корона се променя периодично. Това се дължи на единадесетгодишния цикъл на слънчева активност. Променят се както общата яркост, така и формата на слънчевата корона. През ерата на максималните слънчеви петна има сравнително кръгла форма. Когато има малко петна, формата на короната става удължена, докато общата яркост на короната намалява. И така, короната на Слънцето е най-външната част от неговата атмосфера, най-тънката и най-горещата. Нека добавим, че той е и най-близкият до нас: оказва се, че се простира далеч от Слънцето под формата на непрекъснато движещ се от него плазмен поток - слънчевият вятър. Всъщност ние живеем заобиколени от слънчевата корона, макар и защитени от нейното проникващо лъчение чрез надеждна бариера под формата на земното магнитно поле.
Житейският опит ни казва, че колкото по-близо доближите ръката си до пламъка, толкова по-гореща ще бъде ръката ви. В космоса обаче много неща не работят, както предполага ежедневният опит: например температурата на видимата повърхност на Слънцето е „само“ 5800 K (5526,85 °C), но на разстояние, във външните слоеве на атмосферата на звездата, тя се издига до милиони градуси.
Опитайте се да решите този малък специален проблем, известен като проблемът с нагряването на слънчевата корона, един от нерешените проблеми на съвременната физика! Когато явлението беше открито, на учените изглеждаше, че слънчевата корона нарушава втория закон на термодинамиката - в края на краищата енергията от вътрешността на звездата не може да бъде прехвърлена в областта на короната, заобикаляйки повърхността.
До 2007 г. имаше две основни теории, обясняващи нагряването на слънчевата корона. Един каза, че магнитните полета ускоряват плазмата на короната до невероятни енергии, поради което тя придобива температура над температурата на повърхността. Авторите на втората теория бяха склонни да вярват, че енергията прониква в атмосферата от вътрешността на звездата.
Изследванията на Барт Де Понтийо и неговите колеги доказаха, че ударните вълни, излъчвани от вътрешността на звезда, имат достатъчно енергия, за да захранват короната постоянно с енергия.
През 2013 г. НАСА изстреля сондата IRIS, която непрекъснато заснема границата между повърхността на Слънцето и короната в различни диапазони. Целта му беше да отговори на същия въпрос: има ли слънчевата корона един постоянен източник на топлина или енергията навлиза в слънчевата атмосфера в резултат на много експлозии? Разликата между тези две обяснения е много голяма, но е много трудно да се разбере кое е правилното поради огромната топлопроводимост на короната. Веднага след като енергията се освободи в една точка на Слънцето, температурата почти мигновено се повишава в обширна област около тази точка - и изглежда, че температурата на короната е повече или по-малко постоянна.
Но апаратът IRIS регистрира промени в температурата на короната с толкова малък интервал, че учените успяха да видят много „наноизбухвания“ (nanoflares), където магнитните линии се пресичаха или припокриваха. Дали има източник на топлинно излъчване, който равномерно и непрекъснато загрява короната, остава открит въпрос, но сега е ясно, че поне част от енергията навлиза в слънчевата атмосфера от вътрешността на звездата в резултат на такива експлозии.
По-късно наблюденията на IRIS бяха потвърдени от апарата EUNIS. Учените вече са почти сигурни, че слънчевата корона се нагрява именно поради много малки експлозии, които освобождават гореща плазма в атмосферата на звездата, чиято температура е много по-висока от температурата на повърхността на Слънцето.
Въпроси по програмата:
Химичен състав на слънчевата атмосфера;
Въртене на Слънцето;
Потъмняване на слънчевия диск към ръба;
Външни слоеве на слънчевата атмосфера: хромосфера и корона;
Радио и рентгеново лъчение от Слънцето.
Резюме:
Химичен състав на слънчевата атмосфера;
Във видимата област слънчевата радиация има непрекъснат спектър, срещу който се забелязват няколко десетки хиляди тъмни абсорбционни линии, т.нар. Фраунхофер. Непрекъснатият спектър достига най-голям интензитет в синьо-зелената част, при дължини на вълните 4300 - 5000 A. От двете страни на максимума интензитетът на спектъра намалява.
Извънатмосферните наблюдения показват, че Слънцето излъчва радиация в невидимите късовълнови и дълговълнови области на спектъра. В областта на по-късата дължина на вълната спектърът се променя рязко. Интензитетът на непрекъснатия спектър бързо намалява и тъмните линии на Fraunhofer се заменят с емисионни линии.
Най-силната линия на слънчевия спектър е в ултравиолетовата област. Това е резонансната линия на водород L с дължина на вълната 1216 A. Във видимата област най-интензивни са резонансните линии H и K на йонизирания калций. След тях по интензитет идват първите линии от серията на Балмер на водорода H , H , H , след това резонансните линии на натрия, линиите на магнезия, желязото, титана и други елементи. Останалите многобройни линии се идентифицират със спектрите на около 70 известни химически елемента от таблицата на D.I. Менделеев. Наличието на тези линии в спектъра на Слънцето показва наличието на съответните елементи в слънчевата атмосфера. Установено е присъствието на Слънцето на водород, хелий, азот, въглерод, кислород, магнезий, натрий, желязо, калций и други елементи.
Преобладаващият елемент в Слънцето е водородът. Тя съставлява 70% от масата на Слънцето. Следва хелий - 29% от масата. Останалите елементи заедно представляват малко повече от 1%.
Въртене на Слънцето
Наблюденията на отделни особености върху слънчевия диск, както и измерванията на отместванията на спектралните линии в различни точки от него, показват движението на слънчевата материя около един от слънчевите диаметри, т.нар. ос на въртенеслънце
Равнината, минаваща през центъра на Слънцето и перпендикулярна на оста на въртене, се нарича равнина на слънчевия екватор. Тя образува ъгъл 7 0 15’ с равнината на еклиптиката и пресича повърхността на Слънцето по екватора. Ъгълът между екваториалната равнина и радиуса, прекаран от центъра на Слънцето до дадена точка на неговата повърхност, се нарича хелиографска ширина.
Ъгловата скорост на въртене на Слънцето намалява с отдалечаването му от екватора и приближаването му към полюсите.
Средно = 14º,4 - 2º,7 sin 2 B, където B е хелиографската ширина. Ъгловата скорост се измерва с ъгъла на завъртане на ден.
Сидеричният период на екваториалната област е 25 дни, близо до полюсите достига 30 дни. Поради въртенето на Земята около Слънцето, нейното въртене изглежда по-бавно и се равнява съответно на 27 и 32 дни (синодичен период).
Потъмняване на слънчевия диск към ръба
Фотосферата е основната част от слънчевата атмосфера, в която се образува видима радиация, която е непрекъсната. Така той излъчва почти цялата слънчева енергия, която идва до нас. Фотосферата е тънък слой газ с дължина няколкостотин километра, доста непрозрачен. Фотосферата се вижда при директно наблюдение на Слънцето в бяла светлина под формата на неговата видима „повърхност“.
При наблюдение на слънчевия диск се забелязва потъмняването му към ръба. Когато се отдалечите от центъра, яркостта намалява много бързо. Този ефект се обяснява с факта, че във фотосферата температурата нараства с дълбочина.
Различни точки от слънчевия диск се характеризират с ъгъл , който образува зрителната линия с нормалата към повърхността на Слънцето на въпросното място. В центъра на диска този ъгъл е 0, а зрителната линия съвпада с радиуса на Слънцето. На ръба = 90 и зрителната линия се плъзга по допирателната към слоевете на Слънцето. По-голямата част от радиацията от определен слой газ идва от ниво, разположено на оптична дълбочина 1. Когато зрителната линия пресича слоевете на фотосферата под голям ъгъл, оптична дълбочина1 се постига във външните слоеве, където температурата е по-ниска. В резултат на това интензитетът на радиация от краищата на слънчевия диск е по-малък от интензитета на радиация от средата му.
Намаляването на яркостта на слънчевия диск към ръба може, в първо приближение, да бъде представено с формулата:
I () = I 0 (1 - u + cos),
където I () е яркостта в точката, в която зрителната линия сключва ъгъл с нормалата, I 0 е яркостта на излъчването от центъра на диска, u е коефициентът на пропорционалност, в зависимост от дължина на вълната.
Визуалните и фотографски наблюдения на фотосферата разкриват нейната фина структура, напомняща на близко разположени купести облаци. Леките кръгли образувания се наричат гранули, а цялата структура е гранулиране. Ъгловите размери на гранулите са не повече от 1″ дъга, което съответства на 700 км. Всяка отделна гранула съществува 5-10 минути, след което се разпада и на нейно място се образуват нови гранули. Гранулите са заобиколени от тъмни пространства. Веществото се издига в гранулите и пада около тях. Скоростта на тези движения е 1-2 km/s.
Гранулацията е проява на конвективната зона, разположена под фотосферата. В конвективната зона смесването на материята възниква в резултат на издигане и падане на отделни маси газ.
Причината за възникването на конвекция във външните слоеве на Слънцето са две важни обстоятелства. От една страна, температурата непосредствено под фотосферата се увеличава много бързо в дълбочина и радиацията не може да осигури освобождаването на радиация от по-дълбоките горещи слоеве. Следователно енергията се пренася от самите движещи се нееднородности. От друга страна, тези нехомогенности се оказват жилави, ако газът в тях не е напълно, а само частично йонизиран.
При преминаване в долните слоеве на фотосферата газът се неутрализира и не е в състояние да образува устойчиви нееднородности. следователно в най-горните части на конвективната зона конвективните движения се забавят и конвекцията внезапно спира. Трептенията и смущенията във фотосферата генерират акустични вълни. Външните слоеве на конвективната зона представляват вид резонатор, в който се възбуждат 5-минутни трептения под формата на стоящи вълни.
Външни слоеве на слънчевата атмосфера: хромосфера и корона
Плътността на материята във фотосферата бързо намалява с височината и външните слоеве се оказват много разредени. Във външните слоеве на фотосферата температурата достига 4500 K, след което отново започва да се повишава. Има бавно повишаване на температурата до няколко десетки хиляди градуса, придружено от йонизация на водород и хелий. Тази част от атмосферата се нарича хромосфера. В горните слоеве на хромосферата плътността на веществото достига 10 -15 g/cm 3 .
1 cm 3 от тези слоеве на хромосферата съдържа около 10 9 атома, но температурата се повишава до милион градуса. Тук започва най-външната част от слънчевата атмосфера, наречена слънчева корона. Причината за нагряването на най-външните слоеве на слънчевата атмосфера е енергията на акустичните вълни, възникващи във фотосферата. Докато се разпространяват нагоре в слоеве с по-ниска плътност, тези вълни увеличават амплитудата си до няколко километра и се превръщат в ударни вълни. В резултат на възникването на ударни вълни се получава разсейване на вълните, което увеличава хаотичните скорости на движение на частиците и настъпва повишаване на температурата.
Интегралната яркост на хромосферата е стотици пъти по-малка от яркостта на фотосферата. Следователно, за да се наблюдава хромосферата, е необходимо да се използват специални методи, които позволяват да се изолира нейното слабо излъчване от мощния поток от фотосферно лъчение. Най-удобните методи са наблюденията по време на затъмнения. Дължината на хромосферата е 12 - 15 000 км.
При изучаване на снимки на хромосферата се виждат нехомогенности, най-малките се наричат спикули. Спикулите са с продълговата форма, удължени в радиална посока. Тяхната дължина е няколко хиляди километра, дебелината е около 1000 километра. При скорости от няколко десетки km/s спикулите се издигат от хромосферата в короната и се разтварят в нея. Чрез спикулите веществото на хромосферата се обменя с надлежащата корона. Спикулите образуват по-голяма структура, наречена хромосферна мрежа, генерирана от вълнови движения, причинени от много по-големи и по-дълбоки елементи на субфотосферната конвективна зона, отколкото гранулите.
Коронаима много ниска яркост, така че може да се наблюдава само по време на пълната фаза на слънчевите затъмнения. Извън затъмненията се наблюдава с помощта на коронографи. Короната няма остри очертания и има неправилна форма, която се променя значително с времето. Най-ярката част от короната, отстранена от крайника на не повече от 0,2 - 0,3 радиуса на Слънцето, обикновено се нарича вътрешна корона, а останалата, много удължена част се нарича външна корона. Важна характеристика на короната е нейната лъчиста структура. Лъчите идват с различна дължина, до дузина или повече слънчеви радиуси. Вътрешният венец е богат на структурни образувания, наподобяващи дъги, шлемове и отделни облаци.
Коронното лъчение е разсеяна светлина от фотосферата. Тази светлина е силно поляризирана. Такава поляризация може да бъде причинена само от свободни електрони. 1 cm 3 коронна материя съдържа около 10 8 свободни електрона. Появата на такъв брой свободни електрони трябва да бъде причинена от йонизация. Това означава, че 1 cm 3 от короната съдържа около 10 8 йони. Общата концентрация на веществото трябва да бъде 2 . 10 8 . Слънчевата корона е разредена плазма с температура около един милион Келвина. Следствие от високата температура е големият размер на короната. Дължината на короната е стотици пъти по-голяма от дебелината на фотосферата и възлиза на стотици хиляди километри.
Радио и рентгеново лъчение от Слънцето
СЪССлънчевата корона е напълно прозрачна за видимата радиация, но слабо пропуска радиовълни, които изпитват силно поглъщане и пречупване в нея. При метрови вълни яркостната температура на короната достига милион градуса. При по-къси дължини на вълните намалява. Това се дължи на увеличаване на дълбочината, от която излиза радиацията, поради намаляване на абсорбиращите свойства на плазмата.
Радиоизлъчването от слънчевата корона е проследено на разстояния от няколко десетки радиуси. Това е възможно поради факта, че Слънцето всяка година преминава покрай мощен източник на радиоизлъчване - мъглявината Рак и слънчевата корона го затъмнява. Лъчението на мъглявината се разпръсква в нехомогенностите на короната. Наблюдават се изблици на радиоизлъчване от Слънцето, причинени от плазмени трептения, свързани с преминаването на космически лъчи през нея по време на хромосферни изригвания.
Рентгеново лъчениеизследвани с помощта на специални телескопи, инсталирани на космически кораби. Рентгеновото изображение на Слънцето има неправилна форма с много ярки петна и „бучкаста“ структура. В близост до оптичния крайник има забележимо увеличение на яркостта под формата на нехомогенен пръстен. Особено ярки петна се наблюдават над центровете на слънчева активност, в райони, където има мощни източници на радиоизлъчване на дециметрови и метрови вълни. Това означава, че рентгеновите лъчи произхождат предимно от слънчевата корона. Рентгеновите наблюдения на Слънцето позволяват да се проведат подробни изследвания на структурата на слънчевата корона директно в проекция върху слънчевия диск. До ярките зони на сиянието на короната над слънчевите петна бяха открити обширни тъмни зони, които не бяха свързани с никакви забележими образувания във видимите лъчи. Те се наричат коронални дупкии са свързани с области от слънчевата атмосфера, в които магнитните полета не образуват вериги. Короналните дупки са източник на засилен слънчев вятър. Те могат да съществуват в продължение на няколко оборота на Слънцето и да причинят на Земята 27-дневна периодичност на явления, чувствителни към корпускулярно излъчване от Слънцето.
Контролни въпроси:
Какви химични елементи преобладават в слънчевата атмосфера?
Как можете да разберете за химичния състав на Слънцето?
С какъв период се върти Слънцето около оста си?
Съвпадат ли периодите на въртене на екваториалните и полярните области на Слънцето?
Какво представлява фотосферата на Слънцето?
Каква е структурата на слънчевата фотосфера?
Какво причинява потъмняването на слънчевия диск към ръба?
Какво е гранулиране?
Какво представлява слънчевата корона?
Каква е плътността на материята в короната?
Какво представлява слънчевата хромосфера?
Какво представляват спикулите?
Каква е температурата на короната?
Какво обяснява високата температура на короната?
Какви са характеристиките на радиоизлъчването от Слънцето?
Кои региони на Слънцето са отговорни за появата на рентгенови лъчи?
Литература:
Кононович Е.В., Мороз В.И. Общ курс по астрономия. М., Редакция URSS, 2004.
Галузо И.В., Голубев В.А., Шимбалев А.А. Планиране и методи на провеждане на уроци. Астрономия в 11 клас. Минск. Aversev. 2003 г.
Whipple F.L. Семейство на Слънцето. М. Мир. 1984 г
Шкловски И. С. Звезди: тяхното раждане, живот и смърт. М. Наука. 1984 г
Зареждане...