Хромосфера солнца

Корона — в отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца обладает огромной протяженностью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а ее слабое продолжение уходит еще дальше.
Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъеме 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 градусов!
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 ее цвет.
Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу ее 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 фотопластинкой 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, четко связанные с активными областями.
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. Еще 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.
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 щеточки. При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, повидимому, связана с постепенным перемещением в течении 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.

Тщательные исследования позволили установить, что между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существуют определенная 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 ее область называют обычно возбужденной. Она горячее и плотнее соседних, невозбужденных 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 еще 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 сначало увеличивается (почти до 50%), а затем уменьшается. Наконец, в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии, которые почти до середины XX в. не удалось 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 еще раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в куб см, что в 100 млрд раз разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с электронами. Силы электронных ударов так велики, что атомы легких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь «голые» атомные ядра. Более тяжелые элементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высокой степени ионизации.
Итак, корональный газ — это высокоионизованная плазма; она состоит из множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникающих при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжелых 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 рассеиванием обычного солнечного света на свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеивании: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необячным излучением высокоионизированных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеиванием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в межзвездной среде. А отсутствие линии 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 потокак 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 гигантсткую гелиосферу, границащую с еще более разреженной межзвездной средой.
Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле (геофизические явления).


Как Солнце влияет на Землю

Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы невозможна жизнь на ней не только человека, но даже микроорганизмов. Солнце — главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не только тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечного излучения и потоки частиц оказывают постоянное влияние на ее жизнь.
Солнце посылает на Землю электромагнитные волны всех областей спектра — от многокилометровых радиоволн до гамма-лучей. Окрестностей Земли достигают также заряженные частицы разных энергий — как высоких, так и низких и средних. Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц — нейтрино. Однако воздействие последних на земные процессы пренебрежительно мало: для этих частиц земной шар прозрачен, и они свободно сквозь него пролетают. Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетного пространства попадает в атмосферу Земли (остальные отклоняет или задерживает геомагнитное поле). Но их энергии достаточно для того, чтобы вызвать полярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты.
Электромагинтное возмущение подвергается строгому отбору в земной атмосфере. Она прозрачна только для видимого света и ближайших ультрафиолетового и инфракрасного излучения, а также для радиоволн в сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Все остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя ее верхние слои.
Поглощение рентгеновских и жестких ультрафиолетовых лучей начинается на вымотах 300-350 км; на этих же высотах отражаются наиболее длинные радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного рентгеновского излучения от хромосферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80-100 км от поверхности Земли, ионизуют атмосферу и вызывают нарушение связи на коротких волнах.

Темные, зловещего вида области в левой части солнечного диска — это так называемые корональные дыры. Эти области, располагающиеся над поверхностью, где силовые линии солнечного магнитного поля уходят в межпланетное пространство, характеризуются пониженным давлением. Корональные дыры начали интенсивно изучать со спутников начиная с 1960-х годов в ультрафиолетовом и рентгеновском свете. Известно, что они являются источниками интенсивного солнечного ветра, который состоит из атомов и электронов, улетающих от Солнца вдоль разомкнутых силовых линий магнитного поля.

НАШЕ СОЛНЦЕ

Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать еще глубже, оно поглощается на высоте 30-35 км. Здесь ультрафиолетовые кванты разбивают на атомы молекулы кислорода с последующим образованием озона. Тем самым создается не прозрачный для ультрафиолета «озоновый экран», предохраняющий жизнь на Земле от гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучения доходит до земной поверхнсти. Именно эти лучи вызывают у людей загар.
Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твердых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света.
Количество солнечной энергии, приходящейся на поверхность площадью 1 кв метр, развернутую перпендикулярно солнечным лучам на границе земной атмосферы, называется солнечной постоянной. Измерять ее с Земли очень трудно, и потому значения, найденные до начала космических исследований, были весьма приблизительными. Небольшие колебания (если они реально существовали) заведомо «тонули» в неточности измерений. Лишь выполнение специальной космической программы по определению солнечной постоянной позволило найти ее надежное значение. По последним данным, оно составляет 1370 Вт/м2 с точностью до 0,5%. Колебаний, превышающих 0,2%, за время измерений не выявлено.
На Земле излучение поглощается сушей и океаном. Нагретая земная поверхность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области. Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло. В этом и заключается парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и ее потерями на планете в общем существует равновесие: сколько поступает, столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе с атмосферой либо постоянно повышалась бы, либо падала.


Солнечная активность

Солнечная активность — все явления солнечной активности связаны с выходом на поверхность Солнца магнитных полей. Уже первые измерения эффекта Зеемана, проведённые в начале 20 в., показали, что поля в пятнах характеризуются напряжённостью порядка нескольких тыс. эрстед, причём такие поля реализуются в областях с диаметром 20 000 км. Современные приборы для измерения полей на Солнце позволяют не только измерять величину поля с точностью до 1 Э, но и судить об углах наклона вектора напряжённости магнитного поля. Выяснено, например, что факелы представляют собой области с полями 5-300 Э. В тени пятен поля достигают 1000-4500 Э. В центре пятна поле направлено вверх, вдоль радиуса Солнца, но к периферии его наклон увеличивается, и в полутени поле уже практически параллельно солнечной поверхности . Поле сосредоточено в отдельных жгутах.

На Солнце очень неспокойно. На этой картинке, представленной в условных цветах, изображена активная область, расположенная на краю диска Солнца. Горячая плазма вырывается из Солнечной фотосферы и движется вдоль линий магнитного поля. Красным отмечены очень горячие области, указывая на то, что по некоторым петлям магнитного поля распространяется более горячее вещество, нежели по другим петлям. Петли магнитного поля очень велики, так что внутри них легко может поместиться Земля.

НАШЕ СОЛНЦЕ

Среднее по солнечной поверхности поле имеет порядок 1 Э, оно состоит, по-видимому, из отдельных ячеек с 10 Э на их границах. Такое поле наблюдается близ полюсов Солнца, тогда как на низких широтах оно часто возмущено сильными полями активных областей. Эти сильные локальные поля возмущают не только фотосферу, но проникают и во внешние слои. В хромосфере над тенью пятен их величина может достигать 1000 Э, над полутенью и факелами 100 Э. Косвенные данные говорят, что поля в короне над активной областью 10-0,1 Э. Т. о., активная область (или центр активности) отождествляется с местом повышенной напряжённости магнитног поля. Нижнее основание активной области — факелы и пятна — располагается в фотосфере. Верхняя часть проявляется как хромосферный факел (флоккул), и в короне — как корональная конденсация.
Чаще всего активные области характеризуются двумя полюсами противоположной полярности — т.н. биполярными центрами, хотя встречаются как мультиполярные, так и униполярные области. Полюса противоположной полярности соединяются системой арок протяжённостью до 30 000 км и высотой до 5000 км. Вершины арок медленно поднимаются, а около полюсов газ стекает вниз, по направлению к фотосфере.
Своеобразно развитие активной области во времени. С усилением магного поля в фотосфере возникает факел, постепенно увеличивающий свою площадь и яркость. Примерно через сутки в нём возникает несколько тёмных точек — пор, развивающихся затем в солнечные пятна. Десятые — одиннадцатые сутки жизни области характеризуются наиболее бурными процессами в хромосфере и короне. При этом размер больших групп пятен достигает 20 гелиографических градусов по долготе и 10 по широте или 2400 км X 12 000 км. Через 1-3 месяца пятна постепенно пропадают, над областью повисает гигантский протуберанец. Через полгода или год данная область исчезает.
Для среднего пятна с полем 3000 Э магнитная энергия по меньшей мере в 10 раз превосходит кинетич. энергию конвективных движений. Но в конвективной ячейке обязательно присутствует горизонтальное перемещение, перпендикулярное направлению поля. Поле препятствует горизонтальному перемещению, в результате чего конвекция в пятнах оказывается значительно ослабленной. Затруднение конвекции приводит к меньшему поступлению энергии в область пятен, поскольку энергия в глубоких слоях переносится конвективными движениями. Вероятно, с этим и связаны более низкая температура и «чернота» пятен.
Наблюдаемые в тени пятен гранулы (с размерами до 300 км и среднем временем жизни 15-30 мин) указывают на наличие сильно видоизменённой конвекции. Она состоит здесь в том, что отдельные элементы горячего газа прорываются в пятнах вдоль поля до фотосферных высот. Там они расширяются, сжимая окружающий газ вместе с полем. Плотный газ опускается, движения газа напоминают перемещения вверх и вниз в тесно расположенных трубах с незначительно изменяющимся поперечным сечением (т. е. с незначительной деформацией силовых линии). Во многих других случаях — при движении газа в протуберанцах, в корональных арках траектории движения газа также совпадают с ходом силовых линий.
Степень влияния поля на строение внешней атмосферы зависит как от величины выходящего на поверхность магнитного потока (1017-1022 Мкс), так и от того, насколько сильно он изменяется с высотой и во времени.


Солнечная активность

Фотосфера — тот слой солнечной атмосферы, который мы видим в телескоп и воспринимаем глазом как поверхность, имеет темпеpaтypy около 5 800 С. В период минимума солнечной активности поверхность фотосферы относительно спoкойна. Все вихри термoядерных реакций, дающие звезде ее энергию, бушуют глубоко внутри. Но с началом нового цикла энергия всех этих внутренних прoцессов начинает прорываться наружу.
Увеличение солнечной активности является симптомом магнитных сдвигов под поверхностью Солнца. В этот период магнитное поле звезды теряет свою полярность. На ее поверхности начинают появляться пятна — относительно холодные области, температура которых не превышает 4 500°С . На фоне более горячей фотoсферы они выглядят как темные. Магнитное поле пятен значительно выше окружающего их пространства. В той области, через которую проходят так называемые «перекрученные» силовые линии поля пятна, иногда возникают ситуации, при кoторых возможно «перезамыкание» магнитных полей. Здесь начинают активно развиваться солнечные вспышки — самое сильное проявление солнечной активности, влияющеё на Землю. Она затрагивают всю толщу солнечной атмосферы. Их развитие сопровождается сложными движениями ионизованного газа, его свечением, ускорением частиц. Энергия большой солнечной вспышки достигает огромной величины, сравнимой с количеством солнечной энергии, получаемой нашей планетой в течение целого года. Это приблизительно в 100 раз больше всей тепловой энергии, которую можно было бы получить при сжигании всех разведанных запасов нефти, газа и угля.
Сильные вспышки — весьма редкое явление, при кoтором энергия выделяется в верхней хромосфере или нижней короне, генерируя кратковременное электромагнитное излучение в дoвольно широком диапазоне длин волн — от жесткого рентгеновского излучения до радиоволн. Основная ее часть выделяется в виде кинетической энергии частиц, движущихся в короне и межпланетном пространстве со скоростями до 1000 км/с, и энергии жесткого электромагнитного излучения. Вещество выбрасывается с поверхности Солнца со скоростью от 20 до 2 000 км/сек. Его масса оценивается в миллиарды тонн. А его энергия, распространяясь в космосе, менее чем за 4 минуты достигает Земли. Поток корпускулярных частиц, испускаемых Солнцем, со скоростью около 500 км/сек врезается в магнитное поле Земли, вызывая в нем возмущения и влияя на происходящие на нашей планете процессы.
>Дидактические материалы по астрономии по теме «Солнце — ближайшая звезда»

Солнце как звезда

1. Что такое солнечная постоянная? Как её определили?

Измерения за пределами земно атмосферы показали, что на площадь 1 м2, расположенную перпендикулярно солнечным лучам, ежесекундно поступает 1,37 кВт энергии. Эта величина практически не меняется в течение длительного промежутка времени, поэтому она получила название солнечной постоянной. Максимум солнечного излучения приходится на оптический диапазон.

2. Что понимают под светимостью Солнца? Чему она равна?

Светимость Солнца, или полное количество энергии, излучаемое Солнцем по всем направлениям в единицу времени, определим следующим образом: величину солнечной постоянной умножим на площадь сферы с радиусом R в одну астрономическую единицу

(1 а.е. = 149,6 ∙105 м). Она получается равной L = 4R2 ∙ 1370 Вт = 3,85 ∙ 10 26 Вт.

3. Какие химические элементы являются преобладающими для Солнца?

Анализ спектральных линий показал, что преобладающим элементом на Солнце является водород — на его долю приходится свыше 70% массы Солнца, около 25% приходится на гелий и около 2% на другие элементы.

4. Опишите внутреннее строение Солнца.

  1. Солнечное ядро.

  2. Зона лучистого равновесия.

  3. Конвективная зона Солнца.

5. На какие зоны условно подразделяются недра Солнца? Какие процессы происходят в каждой из этих зон?

В центре Солнца находится ядро. На расстояниях до 0,3 радиуса от центра создаются условия, благоприятные для протекания термоядерных реакций слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлые. Из ядер водорода образуется гелий. Выделяющаяся энергия поддерживает излучение Солнца. Выделяющаяся энергия через слои, окружающие центральную часть звезды, передаётся наружу. В области 0.3 до 0,7 радиуса от центра Солнца находится зона лучистого равновесия энергии, где энергия распространяется через поглощение и излучение γ-квантов.

На протяжении последней трети радиуса Солнца находится конвективная зона. Здесь энергия передаётся не излучением, а посредством конвекции (перемешивания). Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца — фотосферы.

6. Что является источником солнечной энергии?

В солнечном ядре протекают термоядерные реакции. Из ядер водорода образуется гелий. Для образования одного ядра гелия требуется 4 ядра водорода. На промежуточных стадиях образуется ядра тяжёлого водорода (дейтерия) и ядра изотопа He3. Эта реакция называется протон-протонной. При реакции небольшое количество массы реагирующих ядер водорода теряется, преобразуясь в огромное количество энергии. Выделяющаяся энергия поддерживает излучение Солнца.

Строение солнечной атмосферы

1. Из каких оболочек состоит атмосфера Солнца?

Атмосфера Солнца состоит фотосферы, хромосферы и короны.

2. Что такое фотосфера Солнца?

Фотосфера — слой, из которого исходит практически всё видимое излучение Солнца.

3. Какие объекты характерны для фотосферы Солнца?

Грануляция — процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул в фотосфере. Солнечные пятна — области Солнца, температура которых ниже, чем окружающих участков. Факелы — яркие области, в зоне которых часто и развиваются тёмные пятна.

4. Почему солнечные пятна темнее, чем фотосфера?

Солнечные пятна темнее, чем фотосфера, потому что температура в этих областях ниже.

5. Что понимают под грануляцией?

Процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул (огромных пузырей плазмы) в фотосфере называется грануляцией.

6. Что понимают под хромосферой и короной Солнца?

Над фотосферой простирается хромосфера Солнца. Общая её протяжённость 10-15 тыс. км.

Солнечная корона — самая внешняя разряжённая и горячая оболочка Солнца, распространяющаяся от него на несколько солнечных радиусов и имеющая температуру плазмы до 1 млн. градусов.

7. Какие явления наблюдаются в хромосфере и короне Солнца?

Хромосфера представляется наблюдателю в виде продолговатых вытянутых язычков или зубчиков — спикул — длиной порядка 10 тыс. км.

Вспышка — наиболее мощный взрывной процесс в активной области атмосферы Солнца.

Протуберанец — гигантское плазменное образование в солнечной короне в виде выступов и арок, опирающихся на хромосферу.

8. Что такое солнечная активность и какова её цикличность?

Совокупность нестационарных процессов, периодически возникающих в солнечной атмосфере, называется солнечной активностью. Проявлением солнечной активности являются пятна, факелы в фотосфере, протуберанцы, вспышки и выбросы вещества в атмосфере и короне.

Влияние Солнца на жизнь Земли

1. Как земная атмосфера влияет на прохождение различных видов солнечного излучения к поверхности Земли?

Электромагнитное излучение Солнца, максимум которого приходится на видимую часть спектра, проходит строгий отбор в земной атмосфере. Она «прозрачна» только для видимого света и частично ультрафиолетового и инфракрасного излучений, а также для радиоволн в сравнительно узком диапазоне.

2. Почему на Земле часто наблюдается нарушение связи на коротких радиоволнах?

Излучение Солнца поглощается в верхних слоях атмосферы Земли. Оно ионизирует газы земной атмосферы. Ионизированный слой верхней атмосферы Земли называется ионосферой, которая и влияет на распространение коротких радиоволн между удалёнными пунктами земной поверхности. Сильные всплески солнечного рентгеновского излучения от хромосферных вспышек приводят к нарушению связи на коротких радиоволнах.

3. Какова роль озонового слоя в атмосфере Земли? Каким образом активность Солнца может влиять на толщину озонового слоя Земли?

Озоновый слой поглощает практически всё ультрафиолетовое излучение Солнца. Остальная часть ультрафиолетового излучения, достигающая поверхности Земли, вызывает у людей загар. При уменьшении озонового слоя солнечное ультрафиолетовое излучение может возрасти в 1,5-2 раза. Оно биологически активно и вызывает увеличение количества заболеваний раком кожи.

Сильные всплески солнечного рентгеновского излучения из-за солнечных вспышек могут влиять на толщину озонового слоя Земли.

4. Что такое солнечный ветер? Как он возникает?

Непрерывный расширяющийся поток разрежённой плазмы, исходящий приблизительно радиально от Солнца вдоль линий напряжённости магнитного поля и заполняющий собой межпланетное пространство, называется солнечным ветром.

5. Что называют магнитосферой Земли? Какое влияние на неё оказывает солнечный ветер?

Магнитосфера — полость вокруг Земли, образующаяся потоком солнечной плазмы, направленным на нашу планету и обтекающим её.

Со стороны Солнца магнитосфера сжата давлением солнечного ветра. С изменением скорости и плотности частиц солнечного ветра меняется и форма магнитосферы.

6. Каковы причины и последствия магнитных бурь на Земле?

Столкновение плазменного облака с магнитосферой Земли приводит к сильным возмущениям. Воздействие коронального выброса приводит к возникновению сильных магнитных бурь, к разогреву и ускорению плазмы внутри магнитосферы.

Во время магнитной бури изменяются электрические поля над поверхностью Земли: случаются перегрузки и отключения в линиях электропередачи, из-за сильных токов отключаются системы управления газо — и нефтепроводов, затрагиваются также бортовые системы космических аппаратов.

Во время магнитной бури изменяются давление в тропосфере, в результате чего развиваются циклоны.

Также бури влияют на нервную систему человека.

7. Каковы причины происхождения полярных сияний?

При взаимодействии магнитосферы Земли с солнечной плазмой быстрые протоны и электроны, сталкиваясь с молекулами воздуха на высоте 100-200 км, ионизируют их и заставляют светиться. В результате ионизации на Земле, преимущественно в околополярных широтах, можно наблюдать полярные сияния.

Проверочная работа по теме «Строение атмосферы Солнца»

Вариант I

1. Что является причиной грануляции?

А. Газы, поднимающиеся из горячих внутренних областей Солнца.

Б. Очень сильные магнитные поля в районах солнечных пятен.

В. Потоки электрически заряженных частиц высокой энергии.

2. При каких процессах на Солнце возникают корпускулярные потоки и космические лучи?

А. При солнечном ветре.

Б. При конвекционном движении.

В. При хромосферных вспышках.

3. Какой слой Солнца является основным источником видимого излучения?

А. Хромосфера.

Б. Фотосфера.

В. Корона.

4. Хромосфера – это …

А. …это внешняя область Солнца, которую мы видим; это горячий, разреженный газовый слой, разогретый примерно 6000 К, из которого в космос излучается энергия.

Б. … это самая внутренняя часть солнечной атмосферы, простирается на несколько тысяч километров и становится видимым с Земли только во время полного солнечного затмения, когда светит красным светом благодаря наличию там водорода.

В. … это внешняя атмосфера Солнца, расположенная над хромосферой, она содержит разреженный горячий газ, который простирается на миллионы километров от Солнца и становится прекрасно видимой во время полного солнечного затмения.

5. Какими способами осуществляется перенос энергии из недр Солнца наружу?

А. Теплопроводностью.

Б. Теплопередачей.

В. Лучеиспусканием и конвекцией.

6.Что является наиболее вероятной причиной сильных выбросов материи, происходящих на Солнце?

А. Очень сильные магнитные поля в районах солнечных пятен.

Б. Массы яркого газа, как пламя, поднимающиеся над сотни тысяч километров над лимбом.

В. Огромные, короткоживущие, взрывные выбросы света и вещества.

7. При каких процессах на Солнце возникают корпускулярные потоки и космические лучи? Чем они отличаются друг от друга?

А. При конвекционном движении. Различаются энергией, температурой и давлением.

Б. При вспышках (взрывных, нестационарных процессах). Различаются температурами и давлением, которые приобрели частицы.

В. При вспышках (взрывных, нестационарных процессах). Различаются скоростями, которые приобрели частицы.

8. Какова температура звезды по сравнению с температурой Солнца (6000 К), если её размеры такие же как у Солнца, а светимость больше солнечной в 16 раз?

А. 16000 К.

Б. 36000 К.

В. 12000 К.

9. Во сколько раз отличаются светимости двух звезд одинакового цвета, если радиус одной из них больше, чем другой, в 25 раз?

А. в 625 раз.

Б. в 225 раз.

В. в 725 раз.

10. Каковы по сравнению с Землей размеры солнечного пятна, которые можно увидеть на поверхности Солнца невооруженным глазом, если разрешающая способность глаза 2′? (Радиус Солнца 7·105 км, радиус Земли 6400 км, угловой радиус Солнца 15′.)

А. Примерно в 5 раз больше Земли.

Б. Примерно в 10 раз больше Земли.

В. Примерно в 8 раз больше Земли.

Ответы

Вариант I: 1- А; 2 – В; 3 – Б; 4 – Б; 5- В; 6 — А; 7 — В; 8 – В; 9 – А; 10 — В.

Решения:

Вариант I:

Задание №8:

Так как размеры звезды и Солнца одинаковы, различие светимостей вызвано только различием температур: L/L солнца = T4/ T4солнца ;

Т = 12000 К

Задание №9:

Так как цвет звезд одинаков, то одинаковы их температуры. Поэтому L1/L2 = (R1 /R2 )2 = 252 = 625 раз.

Задание №10:

Линейные размеры пятна, имеющий угловой диаметр 2′, можно определить, зная линейные размеры Солнца и его угловой радиус: d/ R= ρ1/ ρ2;

где d =7·105 км · 2’/ 15′ = 105 км, т.е. пятно примерно в 8 раз больше Земли.

Вариант II

1. Чем объясняется наблюдаемое на Солнце грануляция?

А. Сильным магнитным полем в окрестностях солнечных пятен.

Б. Диффузией.

В. Конвекционными движениями.

2.Чем объясняется понижение температуры в области солнечных пятен?

А. Сильным магнитным полем в районах солнечных пятен.

Б. Конвекционными движениями.

В. Подавлением конвекции магнитным полем.

3. Какие проявления солнечной активности наблюдаются в различных слоях атмосферы Солнца?

А. В фотосфере пятна, в короне факелы и протуберанцы, вспышки захватывают и хромосферу, и корону.

Б. В фотосфере факелы, в короне пятна и протуберанцы, вспышки захватывают и хромосферу, и корону.

В. В фотосфере пятна и факелы, в короне протуберанцы, вспышки захватывают и хромосферу, и корону.

4. Фотосфера это…

А.… это внешняя область Солнца, которую мы видим; это горячий, разреженный газовый слой, разогретый примерно 6000 К, из которого в космос излучается энергия.

Б. … это самая внутренняя часть солнечной атмосферы, простирается на несколько тысяч километров и становится видимым с Земли только во время полного солнечного затмения, когда светит красным светом благодаря наличию там водорода.

В. … это внешняя атмосфера Солнца, расположенная над хромосферой, она содержит разреженный горячий газ, который простирается на миллионы километров от Солнца и становится прекрасно видимой во время полного солнечного затмения.

5. В каких точках горизонта восходит Солнце в дни весеннего равноденствия, летнего солнцестояния, осеннего равноденствия, зимнего солнцестояния?

А. а) в дни весеннего и осеннего равноденствий Солнце восходит в точке востока.

б) на широте Москвы (56o) в день летнего солнцестояния Солнце восходит на северо-востоке, а в день зимнего солнцестояния – на юго-востоке.

Б. а) в дни весеннего и осеннего равноденствий Солнце восходит в точке запада.

б) на широте Москвы (56o) в день летнего солнцестояния Солнце восходит на северо-востоке, а в день зимнего солнцестояния – на юго-востоке.

В. а) в дни весеннего и осеннего равноденствий Солнце восходит в точке востока.

б) на широте Москвы (56o) в день летнего солнцестояния Солнце восходит на северо-западе, а в день зимнего солнцестояния – на юго-западе.

6. Какие явления характерны для Земли и Солнца в период высокой солнечной активности?

А. а) для Солнца: большое количество солнечных пятен (в хромосфере), вспышек (в фотосфере) и протуберанцев (в короне). Усиленный солнечный ветер.

б) для Земли: повышенное количество и интенсивность полярных сияний и возмущений геомагнитного поля («магнитных бурь»).

Б. а) для Солнца: большое количество солнечных пятен (в фотосфере), вспышек (в хромосфере) и протуберанцев (в короне). Усиленный солнечный ветер.

б) для Земли: повышенное количество и интенсивность полярных сияний и возмущений геомагнитного поля («магнитных бурь»).

В. а) для Солнца: большое количество солнечных пятен (в фотосфере), вспышек (в фотосфере) и протуберанцев (в хромосфере).

б) для Земли: повышенное количество и интенсивность полярных сияний и возмущений геомагнитного поля («магнитных бурь»).

7. Как вы думаете, будет ли Солнце в числе одного — двух десятков самых ярких звезд для наблюдателя, живущего в окрестностях Cen (по своим физическим характеристикам очень похожая на Солнце)?

А. Да, так к как по своим физическим характеристикам очень похожая на Солнце и ближайшая к Солнцу звезда, а все остальные яркие звезды находятся в несколько раз дальше и от Солнца, и от Cen.

Б. Нет, так как у звёзд физические характеристики одинаковы.

8. Какова средняя плотность красного сверхгиганта, если его диаметр в 300 раз больше солнечного, а масса в 30 раз больше, чем масса Солнца?

А. Примерно 1,5 ·103кг/м3

Б. Примерно 1,5 ·10-3кг/м3

В. Примерно 1,5 ·10-5кг/м3

9. Во сколько раз красный гигант больше красного карлика, если их светимость отличается в 108 раз?

А. Красный гигант больше красного карлика в 106 раз.

Б. Красный гигант больше красного карлика в 105 раз.

В. Красный гигант больше красного карлика в 104 раз.

10. Звезда имеет одинаковую с Солнцем температуру, но ее диаметр в 2 раза меньше солнечного. На каком расстоянии от этой звезды должна находиться планета, чтобы получать от нее столько же энергии, сколько Земля получает от Солнца?

А. В 4 раза больше.

Б. В 16 раз меньше.

В. В 4 раза меньше.

Ответы

Вариант II: 1 –В; 2 – В; 3 – В; 4 – А; 5 – А; 6 – Б; 7 – А; 8- Б; 9 – В; 10 — В.

Решения:

Вариант II

Задание №7:

Как известно, Cen — звезда, по своим физическим характеристикам очень похожая на Солнце. Поэтому можно с уверенностью утверждать, что для наблюдателя, живущего в окрестностях Cen, Солнце определенно будет в числе самых ярких звезд — ведь Cen входит в число таких звезд для земного наблюдателя. При этом следует также учесть, что Cen — ближайшая к Солнцу звезда, а все остальные яркие звезды находятся в несколько раз дальше и от Солнца, и от Cen.

Задание №8:

Плотность ρ = m/V ; ρ1 / ρ2 = m1 V2/ m2V1; отсюда следует

p1 = 1400 кг/м3·30/3003 = 1,5 ·10-3кг/м3

Задание №9:

Так как звезды имеют одинаковый цвет, их температура тоже одинакова , а различие светимости вызвано различием площади светящейся поверхности. Следовательно, R1 /R2 = (L1/L2)1/2 = 104раз.

Задание №10: Светимость звезды в 4 раза меньше светимости Солнца. Следовательно, и расстояние от планеты до звезды должно быть в 4 раза меньше.

Солнечное затмение 1999 года. Хромосфера видна в виде тонкой розовой полоски вокруг диска Луны.

Хромосфера (от др.-греч. χρομα — цвет; σφαίρα — шар, сфера) — внешняя оболочка Солнца и других звёзд толщиной около 10 000 км, окружающая фотосферу.

Хромосфера Солнца

Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в её видимом спектре доминирует красная Hα (H-альфа) линия излучения водорода. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами (из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Анджело Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями). Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 градусов. Хромосферу принято разделять на две зоны:

  • нижняя хромосфера — простирается примерно до 1500 км, состоит из нейтрального водорода, в её спектре содержится большое количество слабых спектральных линий;
  • верхняя хромосфера — сформирована из отдельных спикул, выбрасываемых из нижней хромосферы на высоту до 10 000 км и разделённых более разреженным газом. Температура её выше, чем у нижней хромосферы, водород находится преимущественно в ионизованном состоянии, в спектре видны линии водорода, гелия и кальция.

Плотность хромосферы Солнца невелика, поэтому яркость её недостаточна, чтобы наблюдать её в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой. Её также можно наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров.

Изображение Солнца, полученное при наблюдении в телескоп с фильтром Hα, отчётливо показывает его хромосферу. (C) NASA.

Для наблюдения различных структур, специфических для хромосферы Солнца лучше всего подходит фильтр, выделяющий излучение в какой-то яркой хромосферной линии, то есть с длиной волны, на которую приходится значительная часть излучаемого (или поглощаемого для линий поглощения) хромосферой света. Как уже указано, это в первую очередь красная линия H-альфа (Hα) из серии Бальмера с длиной волны 656,3 нм, снимок Солнца в которой получается красноватым. Также широко используются фильтры двух фиолетовых фраунгоферовых линий ионизованного кальция, снимок Солнца в свете каждой из них получается синеватым: линия Ca II K (393,4 нм) и линия Ca II H (396,8 нм). Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях, это:592-593:

  • Хромосферная сетка, покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки супергрануляции размером до 30 тысяч км в поперечнике. Она лучше всего видна в линии Hα и Ca II K.
  • Флоккулы, светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к районам с сильными магнитными полями — активным областям, часто окружают солнечные пятна. Лучше всего видны в линии Hα.
  • Волокна и волоконца (фибриллы) — тёмные линии различной ширины и протяженности, как и флоккулы, часто встречаются в активных областях и лучше всего видны в линии Hα.

> Хромосферы звёзд

Хромосферы существуют не только у Солнца, но и у других звёзд, однако их исследование сопряжено со значительно большими трудностями, чем для хромосферы Солнца.

> Примечания

  1. Солнце // Физическая энциклопедия. — М.: Большая Российская энциклопедия, 1994. — Т. 4. — 704 с. — ISBN 5852700878.
  2. Chromospheric features

Литература

  • Солнце. Раздел 4. Хромосфера и корона / Лившиц М. А. // Физика космоса: Маленькая энциклопедия / Редкол.: Р. А. Сюняев (Гл. ред.) и др. — 2-е изд. — М. : Советская энциклопедия, 1986. — С. 42—45. — 783 с. — 70 000 экз.
  • Гибсон Э. Спокойное Солнце = The Quiet Sun / Э. Гибсон; пер. с англ. Н. Б. Егоровой. — М.: Мир, 1977. — 408 с.

Ссылки

  • Статья «Хромосфера» в энциклопедия Солнца
  • Статья «Наблюдения Солнца в диапазоне H-альфа»
  • Ежедневные изображения Солнца. Фотографии хромосферы

Это заготовка статьи по астрономии. Вы можете помочь проекту, дополнив её.

Хромосфера

» Солнце » Хромосфера

Хромосфера – это слой атмосферы Солнца, который находится над фотосферой. Этот слой имеет красновато-фиолетовый цвет. Хромосферу можно наблюдать во время солнечных затмений. Огненные языки, которые видны вокруг лунного диска, закрывающего Солнце, и есть хромосфера.

Хромосфера состоит из разряженных газов. Толщина хромосферы 10 – 15 тысяч километров, а температура огненных языков в десятки раз больше температуры в фотосфере. Она повышается от 5700 градусов Кельвина до 10 000 градусов Кельвина. В верхней части хромосферы температура солнечного вещества достигает порядка 20 000 градусов Кельвина. Плотность вещества в верхней части хромосферы очень мала – приблизительно 10-12 г/см³.

Огненные языки хромосферы – это ионизованная плазма, которая образуется в результате того, что атомы, выходя из конвективной зоны и проходя сквозь фотосферу, под воздействием электромагнитных волн и магнитных полей увеличивают свою скорость и температуру настолько, что теряют частицы — электроны, из которых состоят. Эти частицы и образуют огненную ионизированную плазму.

Хромосферное вещество может вырываться на высоту в сотни тысяч километров. Такие «фонтаны» называют солнечными протуберанцами. Скорость протуберанца – сотни километров в секунду.

Хромосфера состоит из частиц водорода, гелия и кальция. Ученые установили состав хромосферы Солнца по ее спектру. Выяснилось, что в хромосфере содержатся частицы других химических элементов, но их концентрация чрезвычайно мала.

> Хромосферы звёзд

Хромосферы существуют не только у Солнца, но и у других звёзд, однако их исследование сопряжено со значительно большими трудностями, чем для хромосферы Солнца.

> Примечания

  1. Солнце // Физическая энциклопедия. — М.: Большая Российская энциклопедия, 1994. — Т. 4. — 704 с. — ISBN 5852700878
  2. Chromospheric features
  • Статья «Хромосфера и корона» в энциклопедии «Физика космоса»
  • Статья «Хромосфера» в энциклопедия Солнца
  • Статья «Наблюдения Солнца в диапазоне H-альфа»
  • Ежедневные изображения Солнца. Фотографии хромосферы
Солнце
Структура Ядро · Зона лучистого переноса · Конвективная зона
Атмосфера Фотосфера · Хромосфера · Солнечная корона
Расширенная
структура
Гелиосфера (Гелиосферный токовый слой · Граница ударной волны) · Гелиосферная мантия · Гелиопауза · Головная ударная волна
Относящиеся к Солнцу
феномены
Солнечное затмение · Солнечная активность (Солнечные пятна · Солнечные вспышки · Корональные выбросы массы) · Солнечная радиация (Вариации солнечного излучения) · Корональные дыры · Корональные петли · Факелы · Гранулы · Флоккулы · Протуберанцы и волокна · Спикулы · Супергрануляция · Солнечный ветер · Волна Мортона
Связанные темы Солнечная система · Солнечное динамо · Звёздная эволюция
Спектральный класс: G2

Значение слова хромосфера

хромосфера

хромосфера (от — цвет; «σφαίρα» — шар, сфера) — внешняя оболочка Солнца и других звёзд толщиной около 10 000 км, окружающая фотосферу. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в её видимом спектре доминирует красная H (H-альфа) линия излучения водорода.

хромосфера

ж.Один из слоев солнечной атмосферы, который во время полных затмений виден в виде яркой каймы вокруг Солнца.

хромосфера

( см. хромо… + сфера) астр. расположенный над фотосферой слой солнечной атмосферы толщиной 7-8 тыс. км, имеющий алый цвет ( см. спикулы ).

хромосфера

ж. Слой солнечной атмосферы, имеющий алый цвет.

хромосфера

астр, расположенный над фотосферой слой солнечной атмосферы толщиной 7-8 тыс. км, имеющий алый цвет (см. спикулы).

хромосфера

(от хромо … и сфера), слой солнечной атмосферы между фотосферой и короной толщиной 7-8 тыс. км. Во время полных солнечных затмений наблюдается в виде яркого кольца вокруг Солнца, отличается значительной неоднородностью температуры (5-10 тыс. К), плотности и других физических параметров; элементы структуры — хромосферная сетка и спикулы. Ячейки сетки — динамические образования диаметром 20 — 50 тыс. км, в которых плазма движется от центра к периферии.

хромосфера

хромосфера ж. Слой солнечной атмосферы, имеющий алый цвет.

хромосфера

хромосферы, мн. нет, ж. (от греч. chroma – цвет и sphaira – шар) (астр.). Наружный слой солнечной атмосферы, наблюдаемый во время затмений в виде красной каймы вокруг солнца.

хромосфера

один из слоев атмосферы Солнца. См. Солнце .

хромосфера

хромосфера, -ы

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *