Протуберанці
Поверхня Сонця, яку бачимо, відома як фотосфера. Це область, де світло з ядра нарешті досягає поверхні. Температура фотосфери становить близько 6000 К, і вона світиться білим.
Прямо над фотосферою, атмосфера тягнеться на кілька сотень тисяч кілометрів. Розгляньмо будову атмосфери Сонця.
Перший шар в атмосфері має мінімальну температуру і знаходиться на відстані близько 500 км над поверхнею фотосфери, з температурою близько 4000 К. Для зірки це досить прохолодно.
Хромосфера
Наступний шар відомий як хромосфера. Вона знаходиться на відстані лише близько 10.000 км від поверхні. У верхній частині хромосфери температура може досягати 20000 К. Хромосфера невидима без спеціального обладнання, в якому використовуються вузькосмугові оптичні фільтри. Гігантські сонячні протуберанці можуть підніматися у хромосфері на висоту 150 000 км.
Над хромосферою розташовується перехідний шар. Нижче цього шару гравітація є домінуючою силою. Над перехідною областю температура піднімається швидко, тому що гелій стає повністю іонізованим.
Сонячна корона
Наступний прошарок — корона, і вона поширюється від Сонця на мільйони кілометрів у космосі. Ви можете побачити корону під час повного затемнення, коли диск світила закритий Місяцем. Температура корони приблизно в 200 разів гарячіша за поверхню.
У той час, як температура фотосфери всього 6000 K, корона може досягати 1-3 млн. градусів Кельвіна. Вчені досі не знають, чому вона настільки висока.
Геліосфера
Верхня частина атмосфери називається геліосферою. Це міхур простору, заповнений сонячним вітром, він тягнеться приблизно на 20 астрономічних одиниць (1 а.е. це відстань від Землі до Сонця). Зрештою, геліосфера поступово переходить у міжзоряне середовище.
Зірки повністю складаються з газу. Але їх зовнішні шари теж називають атмосферою.
Атмосфера Сонця починається на 200–300 км. глибше видимого краю сонячного диска. Ці найглибші верстви атмосфери називають фотосферою. Оскільки їхня товщина становить не більше однієї тритисячної частки сонячного радіусу, фотосферу іноді умовно називають поверхнею Сонця. Щільність газу у фотосфері приблизно така ж, як у земній стратосфері, і в сотні разів менша, ніж у поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується на 8000 К на глибині 300 км. до 4000 К у верхніх шарах. У телескоп із великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери: вся вона здається усипаною дрібними яскравими зернятками - гранулами, розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатом перемішування спливаючих тепліших потоків газу і холодніших, що опускаються. Різниця температур між ними у зовнішніх шарах порівняно невелика, але глибша, у конвективній зоні, вона більша, і перемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція у зовнішніх верствах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. У кінцевому рахунку саме конвекція внаслідок складної взаємодії із сонячними магнітними полями є причиною всіх різноманітних проявів сонячної активності. Фотосфера поступово перетворюється на більш розріджені зовнішні верстви сонячної атмосфери - хромосферу і корону.
Хромосфера (грецьк. «сфера світла») названа так за своє червонувато-фіолетове забарвлення. Вона видно вчасно повних сонячних затемнень як клаптувате яскраве кільце навколо чорного диска Місяця, що тільки-но затьмарило Сонце. Хромосфера дуже неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків (спікул), що надають їй вигляд трави, що горить. Температура цих хромосферних струменів у 2-3 рази вища, ніж у фотосфері, а щільність у сотні тисяч разів менша. Загальна протяжність хромосфери – 10-15 тис. км. Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль і магнітних полів, що проникають до неї з конвективної зони. Речовина нагрівається приблизно так само, як коли б це відбувалося в гігантській мікрохвильовій печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішають зіткнення між ними, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовина стає гарячою іонізованою плазмою. Ці ж фізичні процеси підтримують і надзвичайно високу температуру зовнішніх шарів сонячної атмосфери, які розташовані вище хромосфери. Часто під час затемнень над поверхнею сонця можна спостерігати химерної форми «фонтани», «хмари», «воронки», «кущі», «арки» та інші утворення, що яскраво світяться, з хромосферної речовини. Це найграндіозніші утворення сонячної атмосфери - протуберанці. Вони мають приблизно ту ж густину і температуру, що і хромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені вищими, сильно розрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають у хромосферу тому, що їхня речовина підтримується магнітними полями активних областей Сонця. Деякі протуберанці, пробувши довгий час без помітних змін, раптово ніби вибухають, і їхня речовина зі швидкістю в сотні кілометрів на секунду викидається в міжпланетний простір.
На відміну від хромосфери і фотосфери найзовніша частина атмосфери Сонця - корона - має величезну протяжність: вона простягається на мільйони кілометрів, що відповідає кільком сонячним радіусам. Щільність речовини в сонячній короні зменшується з висотою значно повільніше, ніж щільність повітря в земній атмосфері. Корону найкраще спостерігати під час повної фази сонячного затемнення. Головною особливістю корони є промениста структура. Корональні промені мають найрізноманітнішу форму: іноді вони короткі, іноді довгі, бувають промені прямі, інколи ж вони сильно вигнуті. Загальний вигляд сонячної корони періодично змінюється. Це з одинадцятирічним циклом сонячної активності. Змінюється як загальна яскравість, і форма сонячної корони. У період максимуму сонячних плям він має порівняно округлу форму. Коли плям мало, форма корони стає витягнутою, при цьому загальна яскравість корони зменшується. Отже, корона Сонця - зовнішня частина його атмосфери, найрозріджена і гаряча. Додамо, що вона і найближча до нас: виявляється, вона простягається далеко від Сонця у вигляді потоку плазми, що постійно рухається від нього, - сонячного вітру. Фактично ми живемо оточені сонячною короною, хоч і захищені від її проникаючої радіації надійним бар'єром у вигляді земного магнітного поля.
Життєвий досвід підказує нам, що чим ближче піднести руку до полум'я, то гарячіше буде руці. Однак у космосі багато речей працюють не так, як підказує побутовий досвід: наприклад, температура видимої поверхні Сонця становить «всього» 5800 К (5526,85 °C), а ось на видаленні, у зовнішніх шарах атмосфери зірки, піднімається до мільйонів градусів.
Спробуйте вирішити цю маленьку приватну проблемку, відому під назвою "Проблеми нагрівання сонячної корони", одну з невирішених проблем сучасної фізики! Коли явище виявили, вченим здавалося, що сонячна корона порушує другий закон термодинаміки — адже не може енергія зсередини зірки переноситися в область корони, минаючи поверхню.
До 2007 року існувало дві основні теорії, що пояснюють розігрів сонячної корони. Одна говорила про те, що магнітні поля розганяють плазму корони до неймовірних енергій, завдяки чому вона набуває температури вище температури поверхні. Автори другої теорії схилялися до того що, що енергія проривається в атмосферу зсередини зірки.
Дослідження Барта Де Понтью (Bart De Pontieu) і його колег довели, що ударні хвилі, що виходять з надр зірки, мають достатню енергію для того, щоб постійно підживлювати корону енергією.
У 2013 році NASA запустило зонд IRIS, який безперервно знімає кордон між поверхнею Сонця та короною у різних діапазонах. Його метою була відповідь на те саме питання: чи є в сонячної корони одне постійне джерело тепла, чи енергія потрапляє в атмосферу Сонця внаслідок безлічі вибухів? Різниця між цими двома поясненнями дуже велика, але зрозуміти, яке з них правильно, дуже складно через величезну теплопровідність корони. Як тільки в окремій точці на Сонці відбувається викид енергії, температура майже миттєво зростає на величезній території навколо цієї точки і здається, що температура корони більш-менш постійна.
Але апарат IRIS фіксував зміни температури корони з таким маленьким інтервалом, що вченим вдалося побачити безліч «нановспішок» (nanoflares), де перетиналися або накладалися магнітні лінії. Питання про те, чи існує джерело теплового випромінювання, яке рівномірно і постійно нагріває корону, залишається відкритим, але тепер ясно, що принаймні частина енергії потрапляє в атмосферу Сонця із внутрішніх частин зірки внаслідок таких вибухів.
Згодом спостереження IRIS підтвердив апарат EUNIS. Зараз вчені майже впевнені, що сонячна корона нагрівається саме через безліч маленьких вибухів, що вивільняють в атмосферу зірки розпечену плазму, температура якої набагато вища за температуру поверхні Сонця.
Питання програми:
хімічний склад сонячної атмосфери;
обертання Сонця;
Потемніння сонячного диска до краю;
Зовнішні шари сонячної атмосфери: хромосфера та корона;
Радіо- та рентгенівське випромінювання Сонця.
Короткий зміст:
хімічний склад сонячної атмосфери;
У видимій області випромінювання Сонця має безперервний спектр, на тлі якого помітно кілька десятків тисяч темних ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими. Найбільшої інтенсивності безперервний спектр досягає в синьо-зеленій частині, у довжин хвиль 4300 - 5000 А. В обидві сторони від максимуму інтенсивність спектра зменшується.
Позаатмосферні спостереження показали, що Сонце випромінює в невидимі короткохвильову та довгохвильову області спектра. У більш короткохвильовій ділянці спектр різко змінюється. Інтенсивність безперервного спектру швидко падає, а темні фраунгоферові лінії змінюються емісійними.
Найсильніша лінія сонячного спектру знаходиться в ультрафіолетовій області. Це резонансна лінія водню L з довжиною хвилі 1216 А. У видимій області найбільш інтенсивні резонансні лінії Н і К іонізованого кальцію. Після них інтенсивно йдуть перші лінії бальмерівської серії водню H , H , H , потім резонансні лінії натрію, лінії магнію, заліза, титану, інших елементів. Інші численні лінії ототожнюються зі спектрами близько 70 відомих хімічних елементів таблиці Д.І. Менделєєва. Присутність цих ліній у спектрі Сонця свідчить про наявність у сонячній атмосфері відповідних елементів. Встановлено присутність на Сонці водню, гелію, азоту, вуглецю, кисню, магнію, натрію, заліза, кальцію та інших елементів.
Переважним елементом Сонце є водень. На її частку припадає 70% маси Сонця. Наступним є гелій – 29% маси. На решту елементів разом узятих доводиться трохи більше 1%.
Обертання Сонця
Спостереження окремих деталей на сонячному диску, а також вимірювання зсувів спектральних ліній у різних його точках говорять про рух сонячної речовини навколо одного із сонячних діаметрів, що називається віссю обертанняСонце.
Площина, що проходить через центр Сонця і перпендикулярна до осі обертання, називається площиною сонячного екватора. Вона утворює з площиною екліптики кут 7 0 15' і перетинає поверхню Сонця по екватору. Кут між площиною екватора і радіусом, проведеним із центру Сонця, у цю точку на його поверхні називається геліографічною широтою.
Кутова швидкість обертання Сонця зменшується в міру віддалення від екватора та наближення до полюсів.
У середньому = 14º,4 - 2º,7 sin 2 B, де В – геліографічна широта. Кутова швидкість вимірюється кутом повороту на добу.
Сидеричний період екваторіальної області дорівнює 25 діб, поблизу полюсів він сягає 30 діб. Внаслідок обертання Землі навколо Сонця його обертання здається більш уповільненим і дорівнює 27 та 32 діб відповідно (синодичний період).
Потемніння сонячного диска до краю
Фотосфера називається основна частина сонячної атмосфери, в якій утворюється видиме випромінювання, що має безперервний характер. Таким чином, вона випромінює практично всю сонячну енергію, що приходить до нас. Фотосфера - це тонкий шар газу протяжністю кілька сотень кілометрів, досить непрозорий. Фотосфера видно при безпосередньому спостереженні Сонця в білому світлі у вигляді уявної його "поверхні".
При спостереженні сонячного диска помітно його потемніння до краю. У міру віддалення від центру яскравість зменшується дуже швидко. Цей ефект пояснюється тим, що у фотосфері відбувається зростання температури із глибиною.
Різні точки сонячного диска характеризують кутом , який становить промінь зору з нормаллю до поверхні Сонця у розглянутому місці. У центрі диска цей кут дорівнює 0 і промінь зору збігається з радіусом Сонця. На краю = 90 і промінь зору ковзає вздовж дотичної до шарів Сонця. Більшість випромінювання деякого шару газу походить від рівня, що знаходиться на оптичній глибині1. Коли промінь зору перетинає шари фотосфери під великим кутом, оптична глибина1 досягається більш зовнішніх шарах, де температура менше. Внаслідок цього інтенсивність випромінювання від країв сонячного диска менша за інтенсивність випромінювання його середини.
Зменшення яскравості сонячного диска до краю у першому наближенні може бути представлене формулою:
I () = I 0 (1 - u + cos),
де I () - яскравість у точці, в якій промінь зору становить кут з нормаллю, I 0 - яскравість випромінювання центру диска, u - коефіцієнт пропорційності, що залежить від довжини хвилі.
Візуальні та фотографічні спостереження фотосфери дозволяють виявити її тонку структуру, що нагадує тісно розташовані купові хмари. Світлі округлі утвори називаються гранулами, а вся структура - грануляцією. Кутові розміри гранул становлять трохи більше 1″ дуги, що він відповідає 700 км. Кожна окрема гранула існує 5-10 хвилин, після чого вона розпадається і її місці утворюються нові гранули. Гранули оточені темними проміжками. У гранулах речовина піднімається, а довкола них опускається. Швидкість цих рухів 1-2 км/с.
Грануляція – прояв конвективної зони, розташованої під фотосферою. У конвективній зоні відбувається перемішування речовини в результаті підйому та опускання окремих мас газу.
Причиною виникнення конвекції у зовнішніх шарах Сонця є дві важливі обставини. З одного боку, температура безпосередньо під фотосферою дуже швидко зростає вглиб і випромінювання не може забезпечити виходу випромінювання з глибших гарячих шарів. Тому енергія переноситься самими неоднорідностями, що рухаються. З іншого боку, ці неоднорідності виявляються живучими, якщо газ у них не повністю, а лише частково іонізований.
При переході в нижні шари фотосфери газ нейтралізується і здатний утворювати стійкі неоднорідності. тому у верхніх частинах конвективної зони конвективні руху гальмуються і конвекція раптово припиняється. Коливання та обурення у фотосфері породжують акустичні хвилі. Зовнішні шари конвективної зони представляють своєрідний резонатор, в якому збуджуються 5-хвилинні коливання у вигляді стоячих хвиль.
Зовнішні шари сонячної атмосфери: хромосфера та корона
Щільність речовини у фотосфері швидко зменшується з висотою та зовнішні шари виявляються сильно розрідженими. У зовнішніх шарах фотосфери температура сягає 4500 До, та був знову починає зростати. Відбувається повільне зростання температури до кількох десятків тисяч градусів, що супроводжується іонізацією водню та гелію. Ця частина атмосфери називається хромосферою. У верхніх шарах хромосфери густина речовини досягає 10 -15 г/см 3 .
У 1 см 3 цих шарів хромосфери міститься близько 109 атомів, але температура зростає до мільйона градусів. Тут починається зовнішня частина атмосфери Сонця, яка називається сонячною короною. Причиною розігріву зовнішніх шарів сонячної атмосфери є енергія акустичних хвиль, що виникають у фотосфері. При поширенні нагору, у шари з меншою щільністю, ці хвилі збільшують свою амплітуду до кількох кілометрів і перетворюються на ударні хвилі. Внаслідок виникнення ударних хвиль відбувається диссипація хвиль, яка збільшує хаотичні швидкості руху частинок та відбувається зростання температури.
Інтегральна яскравість хромосфери в сотні разів менша за яскравість фотосфери. Тому спостереження хромосфери необхідно застосування спеціальних методів, дозволяють виділити слабке її випромінювання з потужного потоку фотосферної радіації. Найбільш зручними методами є спостереження у моменти затемнення. Протяжність хромосфери становить 12 – 15 000 км.
При вивченні фотографій хромосфери видно неоднорідності, найдрібніші називаються спікулами. Спікули мають довгасту форму, витягнуті у радіальному напрямку. Довжина їх становить кілька тисяч кілометрів, товщина близько 1 000 кілометрів. Зі швидкостями в кілька десятків км/с спікули піднімаються з хромосфери в корону і розчиняються в ній. Через спікули відбувається обмін речовини хромосфери з корону, що лежить вище. Спікули утворюють більшу структуру, яка називається хромосферною сіткою, породжену хвильовими рухами, викликаними значно більшими і глибшими елементами підфотосферної конвективної зони, ніж гранули.
Коронамає дуже малу яскравість, тому може спостерігатися лише під час повної фази сонячних затемнень. Поза затемненням вона спостерігається за допомогою коронографів. Корона не має різких обрисів і має неправильну форму, що сильно змінюється з часом. Найбільш яскраву частину корони, віддалену від лімбу не більше, ніж на 0,2 - 0,3 радіусу Сонця, прийнято називати внутрішньою короною, а решту, дуже протяжну частину - зовнішньою короною. Важливою особливістю корони є її промениста структура. Промені бувають різної довжини, аж до десятка та більше сонячних радіусів. Внутрішня корона багата на структурні утворення, що нагадують дуги, шоломи, окремі хмари.
Випромінювання корони є розсіяним світлом фотосфери. Це світло сильно поляризоване. Таку поляризацію можуть спричинити лише вільні електрони. В 1 см 3 речовини корони міститься близько 108 вільних електронів. Поява такої кількості вільних електронів має бути спричинена іонізацією. Значить у короні 1 см 3 міститься близько 10 8 іонів. Загальна концентрація речовини повинна бути 2 . 10 8 . Сонячна корона є розрідженою плазмою з температурою близько мільйона кельвінів. Наслідком високої температури є велика довжина корони. Протяжність корони у сотні разів перевищує товщину фотосфери та становить сотні тисяч кілометрів.
Радіо- та рентгенівське випромінювання Сонця
ЗСонячна корона повністю прозора для видимого випромінювання, але погано пропускає радіохвилі, які відчувають у ній сильне поглинання та заломлення. На метрових хвилях яскрава температура корони сягає мільйона градусів. На коротших хвилях вона зменшується. Це з збільшенням глибини, звідки виходить випромінювання, через зменшення поглинаючих властивостей плазми.
Радіовипромінювання сонячної корони простежено на відстані кілька десятків радіусів. Це можливо завдяки тому, що Сонце щорічно проходить повз потужне джерело радіовипромінювання - Крабовидну туманність і сонячна корона затьмарює його. Відбувається розсіювання випромінювання туманності у неоднорідностях корони. Спостерігаються сплески радіовипромінювання Сонця, викликані коливаннями плазми, що з проходженнями через неї космічних променів під час хромосферних спалахів.
Рентгенівське випромінюваннявивчено з допомогою спеціальних телескопів, встановлених на космічних апаратах. Рентгенівське зображення Сонця має неправильну форму з безліччю яскравих плям і "клапкуватою" структурою. Поблизу оптичного лімбу помітно збільшення яскравості як неоднорідного кільця. Особливо яскраві плями спостерігаються над центрами сонячної активності, в областях, де є потужні джерела радіовипромінювання на дециметрових і метрових хвилях. Це означає, що рентгенівське випромінювання виникає переважно із сонячної короні. Рентгенівські спостереження Сонця дозволяють проводити детальні дослідження структури сонячної корони у проекції на диск Сонця. Поруч із яскравими областями світіння корони над плямами виявлено великі темні області, які пов'язані ні з якими помітними утвореннями у видимих променях. Вони називаються корональними діркамита пов'язані з ділянками сонячної атмосфери, в яких магнітні поля не утворюють петель. Корональні дірки є джерелом посилення сонячного вітру. Вони можуть існувати протягом кількох обертів Сонця і викликати Землі 27-дневную періодичність явищ, чутливих до корпускулярного випромінювання Сонця.
Контрольні питання:
Які хімічні елементи переважають у сонячній атмосфері?
Як можна дізнатися про хімічний склад Сонця?
З яким періодом Сонце обертається довкола своєї осі?
Чи збігається період обертання екваторіальних та полярних областей Сонця?
Що таке фотосфера Сонця?
Яку будову має сонячна фотосфера?
Чим спричинено потемніння сонячного диска до краю?
Що таке грануляція?
Що таке Сонячна корона?
Яка густина речовини в короні?
Що таке сонячна хромосфера?
Що таке спікули?
Яка температура корони?
Чим пояснюється більша температура корони?
Які особливості радіовипромінювання Сонця?
Які сфери Сонця відповідальні за появу рентгенівського випромінювання?
Література:
Кононович Е.В., Мороз В.І. Курс загальної астрономії. М., Едиторіал УРСС, 2004.
Галузо І.В., Голубєв В.А., Шимбальов А.А. Планування та методика проведення уроків. Астрономія у 11 класі. Мінськ. Аверсев. 2003.
Віпл Ф.Л. Сім'я Сонця. М. Світ. 1984
Шкловський І. С. Зірки: їх народження, життя та смерть. М. Наука. 1984
Loading...