Меню
ГоловнаОпалення

Як називають верхні гарячі шари атмосфери сонця. Основні верстви атмосфери землі у порядку зростання. Загальні уявлення про корону

Коли ми спостерігаємо сонячний літній пейзаж, нам здається, що вся картина наче залита світлом. Однак якщо подивитися на сонце за допомогою спеціальних приладів, то ми виявимо, що вся поверхня його нагадує гігантське море, де вирують вогняні хвилі та переміщуються плями. Які основні складові сонячної атмосфери? Які процеси відбуваються всередині нашої зірки та які речовини входять до її складу?

Загальні дані

Сонце - це небесне тіло, що є зіркою, причому єдиною у Сонячній системі. Навколо нього обертаються планети, астероїди, супутники та інші космічні об'єкти. Хімічний склад Сонця приблизно однаковий у будь-якій його точці. Однак він суттєво змінюється у міру наближення до центру зірки, де знаходиться його ядро. Вчені виявили, що сонячна атмосфера поділяється на кілька шарів.

Які хімічні елементи входять до складу Сонця

Не завжди людство мало у своєму розпорядженні ті дані про Сонце, які сьогодні має наука. Колись прихильники релігійного світогляду стверджували, що світ неможливо пізнати. І як підтвердження своїх ідей вони наводили той факт, що людині не дано дізнатися, який хімічний склад Сонця. Проте прогрес у науці переконливо довів хибність таких поглядів. Особливо просунулися вчені у справі дослідження зірки після винаходу спектроскопа. Хімічний склад Сонця та зірок вчені вивчають за допомогою спектрального аналізу. Так, вони з'ясували, що склад нашої зірки дуже різноманітний. У 1942 році дослідники виявили, що на Сонці є навіть золото, хоча його і не так багато.

Інші речовини

Головним чином хімічний склад Сонця входять такі елементи, як водень і гелій. Їхня переважання характеризує газоподібну природу нашої зірки. Вміст інших елементів, наприклад магнію, кисню, азоту, заліза, кальцію незначно.

За допомогою спектрального аналізу дослідники з'ясували, яких речовин немає на поверхні цієї зірки. Наприклад, хлору, ртуті та бору. Однак вчені припускають, що ці речовини, крім основних хімічних елементів, що входять до складу Сонця, можуть перебувати у його ядрі. Майже на 42% наша зірка складається з водню. Приблизно 23% посідає всі метали, які є у складі Сонця.

Як і більшість параметрів інших небесних тіл, характеристики нашої зірки розраховуються лише теоретично за допомогою обчислювальної техніки. Як вихідні дані служать такі показники, як радіус зірки, маса і її температура. Нині вчені визначили, що хімічний склад Сонця представлений 69 елементами. Велику роль цих дослідженнях грає спектральний аналіз. Наприклад, завдяки йому було встановлено склад атмосфери нашої зірки. Також було виявлено цікаву закономірність: набір хімічних елементів у складі Сонця напрочуд схожий на склад кам'яних метеоритів. Цей факт є важливим свідченням на користь того, що ці небесні тіла мають спільне походження.

Вогненний вінець

Є шаром сильно розрідженої плазми. Температура її досягає 2 млн. кельвінів, а щільність речовини перевищує щільність земної атмосфери в сотні мільйонів разів. Тут атоми не можуть бути в нейтральному стані, вони постійно стикаються та іонізуються. Корона є потужним джереломультрафіолетового випромінювання. Вся наша планетна система піддається впливу сонячного вітру. Його початкова швидкість дорівнює майже 1 тис км/сек, проте в міру віддалення від зірки вона поступово зменшується. Швидкість сонячного вітру біля землі дорівнює приблизно 400 км/сек.

Загальні уявлення про корону

Сонячний вінець іноді називають атмосферою. Однак він є лише її зовнішньою частиною. Найпростіше корону спостерігати під час повного затемнення. Проте замалювати її буде дуже важко, адже затемнення триває лише кілька хвилин. Коли ж було винайдено фотографію, астрономи змогли отримати об'єктивне уявлення про сонячну корону.

Вже після того, як були зроблені перші знімки, дослідникам вдалося виявити області, які пов'язані з підвищеною активністю зірки. Корона Сонця має променисту структуру. Вона є не тільки найгарячішою частиною його атмосфери, а й по відношенню до нашої планети знаходиться найближче. Фактично, ми постійно знаходимося в її межах, адже сонячний вітер проникає у найвіддаленіші куточки сонячної системи. Однак від її радіаційної дії ми захищені земною атмосферою.

Ядро, хромосфера та фотосфера

Центральна частина нашої зірки називається ядром. Його радіус дорівнює приблизно чверті загального радіусу Сонця. Речовина всередині ядра дуже стисло. Ближче до поверхні зірки знаходиться так звана конвективна зона, де відбувається рух речовини, що породжує магнітне поле. Зрештою, видима поверхня Сонця називається фотосферою. Вона є шаром товщиною понад 300 км. Саме із фотосфери на Землю приходить сонячне випромінювання. Температура її сягає приблизно 4800 кельвінів. Водень тут зберігається практично у нейтральному стані. Над фотосферою розташована хромосфера. Її товщина становить близько 3 тис. км. Хоча хромосфера та корона Сонця знаходяться над фотосферою, чітких меж між цими верствами вчені не проводять.

Протуберанці

Хромосфера має дуже низьку густину і за силою випромінювання поступається сонячній короні. Однак тут можна спостерігати цікаве явище: гігантські язики полум'я, висота яких становить кілька тисяч кілометрів. Вони звуться сонячних протуберанців. Іноді протуберанці піднімаються на висоту мільйона кілометрів над поверхнею зірки.

Дослідження

Протуберанцям властиві самі показники щільності, як і хромосфері. Однак вони розташовуються безпосередньо над нею та оточуються її розрідженими шарами. Вперше в історії астрономії протуберанці спостерігалися дослідником із Франції П'єром Жансеном та його англійським колегою Джозефом Лок'єром у 1868 р. Їх спектр включає кілька яскравих ліній. Хімічний склад Сонця та протуберанців дуже схожий. Головним чином у ньому представлений водень, гелій та кальцій, а присутність інших елементів незначна.

Деякі протуберанці, проіснувавши певний проміжок часу без видимих ​​змін, раптово вибухають. Їхня речовина з гігантською швидкістю, що досягає кількох кілометрів на секунду, викидається в навколишній космічний простір. Зовнішній вигляд хромосфери часто змінюється, що свідчить про різні процеси, що відбуваються на поверхні Сонця, у тому числі про рух газів.

В областях зірки з підвищеною активністю можна спостерігати не лише протуберанці, а й плями, а також посилення магнітних полів. Іноді за допомогою спеціальної апаратури на Сонці виявляються спалахи особливо щільних газів, температура яких може досягати величезних величин.

Хромосферні спалахи

Іноді радіовипромінювання нашої зірки збільшується у сотні тисяч разів. Таке явище називають хромосферним спалахом. Воно супроводжується утворенням плям лежить на поверхні Сонця. Спочатку спалахи були помічені у вигляді підвищення яскравості хромосфери, проте згодом виявилося, що вони є цілим комплексом різних явищ: різкого підвищення радіовипромінювання (рентгенівського та гамма-випромінювання), викиду маси з корони, протонних спалахів.

Робимо висновки

Отже, ми з'ясували, що хімічний склад Сонця представлений переважно двома речовинами: воднем і гелієм. Звичайно, є й інші елементи, але їхній відсоток невисокий. Крім того, вчені не виявили жодних нових хімічних речовин, які входили до складу зірки і при цьому були б відсутні на Землі. У сонячній фотосфері відбувається формування видимого випромінювання. Воно своє чергу має колосальне значення підтримки життя нашій планеті.

Сонце є розпеченим тілом, яке безперервно випромінює Його поверхня оточена хмарою газів. Їхня температура не настільки висока, як у газів усередині зірки, однак і вона вражає. Спектральний аналіз дозволяє на відстані дізнатися, який хімічний склад Сонця та зірок. А оскільки спектри багатьох зірок дуже схожі на спектри Сонця, це означає, що їхній склад приблизно однаковий.

Сьогодні процеси, що відбуваються на поверхні та всередині головного світила нашої планетарної системи, включаючи дослідження його хімічного складу, вивчаються астрономами у спеціальних сонячних обсерваторіях.

Щоб познайомитися з внутрішньою будовоюСонця, здійснимо зараз уявну подорож з центру світила до його поверхні. Але як ми будемо визначати температуру та щільність сонячної кулі на різних глибин? Як зможемо дізнатися, які процеси відбуваються усередині Сонця?

Виявляється, більшість фізичних параметрів зірок (наше Сонце теж зірка!) не вимірюються, а розраховуються теоретично за допомогою комп'ютерів. Вихідними для таких обчислень є лише деякі загальні характеристикизірки, наприклад, її маса, радіус, а також фізичні умови, що панують на її поверхні: температура, протяжність і щільність атмосфери тощо. Хімічний склад зірки (зокрема Сонця) визначається спектральним шляхом. І ось на підставі цих даних астрофізик-теоретик створить математичну модельСонце. Якщо така модель відповідає результатам спостережень, її можна вважати досить хорошим наближенням до дійсності. А ми, спираючись на таку модель, постараємося уявити всю екзотику глибин великого світила.

Центральна частина Сонця називається його ядром. Речовина всередині сонячного ядра надзвичайно стисло. Його радіус дорівнює приблизно 1/4 радіусу Сонця, а обсяг становить 1/45 частину (трохи більше 2%) від повного обсягу Сонця. Проте в ядрі світила упаковано майже половину сонячної маси. Це стало можливим завдяки дуже високому ступеню іонізації сонячної речовини. Умови там точно такі, які потрібні для роботи термоядерного реактора, Ядро є гігантською керованою силовою станцією, де народжується сонячна енергія.

Перемістившись із центру Сонця приблизно на 1/4 його радіусу, ми вступаємо в так звану зону перенесення енергії випромінюванням. Цю саму протяжну внутрішню область Сонця можна уявити на кшталт стінок ядерного котла, якими сонячна енергія повільно просочується назовні. Але чим ближче до поверхні Сонця, тим менше температурата тиск. В результаті виникає вихрове перемішування речовини та перенесення енергії відбувається переважно самою речовиною. Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією, а підповерхневий шар Сонця, де вона відбувається, конвективної зоною. Дослідники Сонця вважають, що її роль у фізиці сонячних процесів винятково велика. Адже саме тут зароджуються різноманітні рухи сонячної речовини та магнітні поля.

Нарешті ми маємо видиму поверхню Сонця. Оскільки наше Сонце — зірка, розпечена плазмова куля, у нього, на відміну Землі, Місяця, Марса та їм подібних планет, може бути справжньої поверхні, що розуміється у сенсі цього терміну. І якщо говоримо про поверхні Сонця, це поняття умовне.

Видима поверхня Сонця, що світиться, розташована безпосередньо над конвективною зоною, називається фотосферою, що в перекладі з грецької означає «сфера світла».

Фотосфера – це 300-кілометровий шар. Саме звідси надходить до нас сонячне випромінювання. І коли ми дивимося на Сонце із Землі, то фотосфера є саме тим шаром, який пронизує наш зір. Випромінювання ж із глибших шарів до нас вже не доходить, і побачити їх неможливо.

Температура у фотосфері зростає з глибиною та в середньому оцінюється в 5800 К.

З фотосфери виходить переважна більшість оптичного (видимого) випромінювання Сонця. Тут середня густина газу становить менше 1/1000 густини повітря, яким ми дихаємо, а температура в міру наближення до зовнішнього краю фотосфери зменшується до 4800 К. Водень за таких умов зберігається майже повністю в нейтральному стані.

Астрофізики за поверхню великого світила приймають основу фотосфери. Саму ж фотосферу вважають найнижчим (внутрішнім) шаром сонячної атмосфери. Над ним розташовані ще два шари, які утворюють зовнішні шари сонячної атмосфери,— хромосфера та корона. І хоча різких кордонів між цими трьома шарами немає, познайомимося з їхніми головними відмітними ознаками.

Жовто-біле світло фотосфери має безперервний спектр, тобто має вигляд суцільної райдужної смужки з поступовим переходом кольорів від червоного до фіолетового. Але в нижніх шарах розрідженої хромосфери, в області так званого температурного мінімуму, де температура опускається до 4200 К, сонячне світло зазнає поглинання, завдяки якому в спектрі Сонця утворюються вузькі лінії поглинання. Їх називають фраунгоферовими лініями, на ім'я німецького оптика Йозефа Фрау та гофера, який у 1816 році ретельно виміряв довжини хвиль 754 лінії.

На сьогоднішній день у спектрі Сонця зареєстровано понад 26 тис. темних ліній різної інтенсивності, що виникають через поглинання світла холодними атомами. І оскільки кожен хімічний елемент має свій характерний набір ліній поглинання, це дозволяє визначити його присутність у зовнішніх шарах сонячної атмосфери.

Хімічний склад атмосфери Сонця подібний до складу більшості зірок, що утворилися протягом кількох останніх мільярдів років (їх називають зірками другого покоління). Порівняно зі старими небесними світилами (зірками першого покоління) вони містять у десятки разів більше важких елементів, тобто елементів, які важчі за гелій. Астрофізики вважають, що важкі елементи вперше з'явилися в результаті ядерних реакцій, що протікали під час вибухів зірок, а можливо навіть під час вибухів галактик. У період освіти Сонця міжзоряне середовище вже було досить добре збагачено важкими елементами (саме Сонце ще виробляє елементи важче гелію). Але паша Земля та інші планети конденсувалися, мабуть, із тієї ж газопилової хмари, що й Сонце. Тому не виключено, що вивчаючи хімічний склад нашого денного світила, ми вивчаємо також склад первинної протопланетної речовини.

Оскільки температура в сонячній атмосфері змінюється з висотою, різних рівнях лінії поглинання створюються атомами різних хімічних елементів. Це дозволяє вивчати різні атмосферні шари великого світила та визначати їхню протяжність.

Над фотосферою розташований більш розріджений стиль! атмосфери Сонця, яке називається хромосферою, що означає «забарвлена ​​сфера». Її яскравість у багато разів менша за яскравість фотосфери, тому хромосфера буває видно тільки в короткі хвилини повних сонячних затемненьяк рожеве кільце навколо темного диска місяця. Червоний колір хромосфері надає випромінювання водню. Цей газ має найінтенсивнішу спектральну лінію — На— знаходиться в червоній ділянці спектру, а водню в хромосфері особливо багато.

За спектрами, отриманими під час сонячних затемнень, видно, що червона лінія водню зникає на висоті приблизно 12 тис. км над фотосферою, а липні іонізованого кальцію перестають бути видимими на висоті 14 тис. км. Ось ця висота і сприймається як верхня межа хромосфери. У міру підйому зростає температура, досягаючи у верхніх шарах хромосфери 50 000 К. Зі зростанням температури посилюється іонізація водню, а потім і гелію.

Підвищення температури в хромосфері цілком зрозуміло. Як відомо, щільність сонячної атмосфери швидко зменшується з висотою, а розріджене середовище випромінює енергії менше, ніж щільне. Тому енергія, що надходить від Сонця, розігріває верхню хромосферу і корону, що лежить над нею.

В даний час геліофізики за допомогою спеціальних приладів спостерігають хромосферу не тільки під час сонячних затемнень, а й у будь-який ясний день. Під час повних сонячних затемнень можна побачити саму зовнішню оболонку сонячної атмосфери — корону — ніжне перлинно-сріблясте сяйво, що тягнеться навколо затьмареного Сонця. Загальна яскравість корони становить приблизно одну мільйонну частку світла Сонця або половину світла повного Місяця.

Сонячна корона є сильно розрідженою плазмою з температурою, близькою до 2 млн К. Щільність корональної речовини в сотні мільярдів разів менша за щільність повітря біля поверхні Землі. У таких умовах атоми хімічних елементів що неспроможні перебувати у нейтральному стані: їхня швидкість настільки велика, що з взаємних зіткненнях вони втрачають майже всі свої електрони і багаторазово іонізуються. Ось чому сонячна корона складається здебільшого з протонів (ядер атомів водню), ядер гелію та вільних електронів.

Винятково висока температура корони призводить до того, що її речовина стає потужним джерелом ультрафіолетового та рентгенівського випромінювань. Для спостережень у цих діапазонах електромагнітного спектра використовуються, як відомо, спеціальні ультрафіолетові та рентгенівські телескопи, встановлені на космічних апаратах та орбітальних наукових станціях.

За допомогою радіометодів (сонячна корона інтенсивно випромінює дециметрові та метрові радіохвилі) корональні промені «проглядаються» до відстаней у 30 сонячних радіусів від краю сонячного диска. З віддаленням від Сонця щільність корони дуже повільно зменшується, і верхній її шар витікає в космічний простір. Так утворюється сонячний вітер.

Тільки за рахунок випаровування корпускул маса Сонця щомиті зменшується не менше ніж на 400 тис. т.

Сонячний вітер охоплює весь простір нашої планетної системи. К го початкова швидкість досягає понад 1000 км/с, але потім вона повільно зменшується. У орбіти Землі середня швидкість вітру близько 400 км/с. Ом змітає на своєму шляху всі гази, що виділяються планетами і кометами, дрібні метеорні порошинки і навіть частинки галактичних космічних променів малих енергій, несучи все це «сміття» до околиць планетної системи. Образно кажучи, ми купаємося в короні великого світила.

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 виходить від рівня, що знаходиться на оптичній глибині1. Коли промінь зору перетинає шари фотосфери під великим кутом, оптична глибина1 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 променевипускання 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 К, 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, яку називають 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 елементипереважають 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

Спектральний аналіз сонячних променів показав, що найбільше у нашій зірці водню (73% від маси зірки) та гелію (25%). На інші елементи (залізо, кисень, нікель, азот, кремній, сірка, вуглець, магній, неон, хром, кальцій, натрій) припадає лише 2%. Всі речовини, виявлені на Сонці, є і на Землі, і на інших планетах, що говорить про їхнє єдине походження. Середня щільність речовини Сонця – 1,4 г/см3.

Як вивчають Сонце

Сонце - це « » з безліччю шарів, що мають різний склад і щільність, в них проходять різні процеси. У звичному людському оці спектрі спостереження зірки неможливе, проте в даний час створено телескопи, радіотелескопи та інші прилади, що фіксують ультрафіолетове, інфрачервоне, рентгенівське випромінюванняСонце. З Землі найефективнішим є спостереження під час сонячного затемнення. У цей короткий період астрономи в усьому світі вивчають корону, протуберанці, хромосферу та різні явища, що відбуваються на єдиній доступній для такого докладного вивчення зірці.

Структура Сонця

Корона – зовнішня оболонка Сонця. У неї дуже низька щільність, тому її видно тільки під час затемнення. Товщина зовнішньої атмосфери нерівномірна, тому іноді у ній виникають дірки. Через ці дірки в космос зі швидкістю 300-1200 м/с спрямовується сонячний вітер - потужний потік енергії, який стає причиною північних сяйв і магнітних бур.


Хромосфера – шар газів, що досягає товщини 16 тис. км. У ній відбувається конвекція розпечених газів, які від поверхні нижнього шару (фотосфери) знову опускаються назад. Саме вони «пропалюють» корону та утворюють потоки сонячного вітру завдовжки до 150 тис. км.


Фотосфера - це щільний непрозорий шар завтовшки 500-1 500 км, у якому відбуваються сильні вогняні бурі діаметром до 1 тис. км. Температура газів фотосфери – 6 000 оС. Вони поглинають енергію з нижчого шару та виділяють її у вигляді тепла та світла. Структура фотосфери нагадує гранули. Розриви в шарі сприймаються як плями на Сонці.


Конвективна зона товщиною 125-200 тис. км. - сонячна оболонка, в якій гази постійно обмінюються енергією з радіаційною зоною, нагріваючись, піднімаються до фотосфери і, охолоджуючись, знову спускаються за новою порцією енергії.


Радіаційна зона має товщину 500 тис. км. і дуже високу щільність. Тут речовина бомбардується гамма-променями, які перетворюються на менш радіоактивні ультрафіолетові (UV) і рентгенівські (X) промені.


Кора, або ядро, - сонячний котел, де постійно відбуваються протон-протонні термоядерні реакції, завдяки яким зірка і отримує енергію. Атоми водню перетворюються на гелій при температурі 14 х 10 оС. Тут титанічний тиск - трильйон кг на кожен кубічний див. Щомиті тут перетворюється 4,26 млн тонн водню на гелій.

Сонценезважаючи на те, що числиться "жовтим карликом"таке велике, що нам навіть складно уявити. Коли ми говоримо, що маса Юпітера — це 318 мас Землі, це видається неймовірним. Але коли ми дізнаємося, що 99,8% маси всієї речовини припадає на Сонце — це просто виходить за межі розуміння.

За минулі роки ми чимало дізналися про те, як влаштована «наша» зірка. Хоча людство не винайшло (і навряд чи колись винайде) дослідницький зонд, здатний фізично наблизитися до Сонця і взяти проби його речовини, ми непогано поінформовані про його склад.

Знання фізики та можливості дають нам можливість точно сказати, з чого складається Сонце: 70% його маси становить водень, 27% — гелій, інші елементи (вуглець, кисень, азот, залізо, магній та інші) — 2,5%.

Однак, лише цією сухою статистикою наші знання, на щастя, не обмежуються.

Що знаходиться всередині Сонця

Згідно з сучасними розрахунками температура в надрах Сонця досягає 15-20 мільйонів градусів Цельсія, щільність речовини зірки досягає 1,5 грама на кубічний сантиметр.

Джерело енергії Сонця - ядерна реакція, що постійно йде, що протікає глибоко під поверхнею, завдяки якій і підтримується висока температурасвітила. Глибоко під поверхнею Сонця водень перетворюється на гелій внаслідок ядерної реакціїіз супутнім виділенням енергії.
"Зона ядерного синтезу" Сонця називається сонячним ядромі має радіус приблизно 150-175 тис. км (до 25% радіусу Сонця). Щільність речовини в сонячному ядрі в 150 разів перевищує щільність води і майже в 7 разів - щільність найщільнішої речовини на Землі: осмію.

Вченим відомі два види термоядерних реакцій, що протікають усередині зірок: водневий циклі вуглецевий цикл. На Сонці переважно протікає водневий цикл, який можна розбити на три етапи:

  • ядра водню перетворюються на ядра дейтерію (ізотоп водню)
  • ядра водню перетворюються на ядра нестійкого ізотопу гелію
  • продукти першої та другої реакції пов'язуються з утворенням стійкого ізотопу гелію (Гелій-4).

Кожну секунду на випромінювання перетворюються 4,26 мільйона тонн речовини зірки, однак у порівнянні з вагою Сонця, навіть це неймовірне значення так мало, що їх можна знехтувати.

Вихід тепла з надр Сонця відбувається шляхом поглинання електромагнітного випромінювання, що надходить знизу та його подальшого перевипромінювання.

Ближче до поверхні сонця випромінювана з надр енергія переноситься переважно в зоні конвекціїСонця за допомогою процесу конвекції- перемішуванні речовини (теплі потоки речовини піднімаються ближче до поверхні, а холодні опускаються).
Зона конвекції залягає на глибині близько 10% сонячного діаметра і сягає майже поверхні зірки.

Атмосфера Сонця

Вище зони конвекції починається атмосфера Сонця, у ній перенесення енергії знову відбувається з допомогою випромінювання.

Фотосфероюназивають нижній шар сонячної атмосфери – видиму поверхню Сонця. Її товщина відповідає оптичній товщині приблизно 2/3 одиниці, а абсолютних величинах фотосфера досягає товщини 100-400 км. Саме фотосфера є джерелом видимого випромінювання Сонця, температура становить від 6600 К (на початку) до 4400 К (біля верхнього краю фотосфери).

Насправді Сонце виглядає як ідеальне коло з чіткими межами тільки тому, що на межі фотосфери його яскравість падає у 100 разів за одну секунду дуги. За рахунок цього краю Сонячного диска помітно менш яскраві ніж центр, їхня яскравість всього 20% від яскравості центру диска.

Хромосфера- Другий атмосферний шар Сонця, зовнішня оболонка зірки, товщиною близько 2000 км, що оточує фотосферу. Температура хромосфери збільшується з висотою від 4000 до 20 000 К. Спостерігаючи Сонце із Землі, ми бачимо хромосферу через малу щільність. Її можна спостерігати лише під час сонячних затемнень — інтенсивне червоне свічення навколо країв сонячного диска, і є хромосфера зірки.

Сонячна корона- Остання зовнішня оболонка сонячної атмосфери. Корона складається з протуберанців та енергетичних вивержень, що виходять і вивергаються на кілька сотень тисяч і навіть більше мільйона кілометрів у простір, утворюючи сонячний вітер. Середня корональна температура становить до 2 млн К, але може сягати й 20 млн К. Однак, як і у випадку з хромосферою — із землі сонячна корона видно лише під час затемнень. Занадто мала щільність речовини сонячної корони не дозволяє спостерігати її у звичайних умовах.

сонячний вітер

сонячний вітер- Потік заряджених частинок (протонів і електронів), що випускаються нагрітими зовнішніми шарами атмосфери зірки, який простягається до меж нашої планетарної системи. Світило щомиті втрачає мільйони тонн своєї маси, через це явище.

Біля орбіти планети Земля швидкість частинок сонячного вітру сягає 400 кілометрів на секунду (вони переміщаються за нашою зірковою системою зі надзвуковою швидкістю), а щільність сонячного вітру від кількох десятків іонізованих частинок у кубічному сантиметрі.

Саме сонячний вітер нещадно «тріпле» атмосферу планет, «видаючи» гази, що містяться в ній, у відкритий космос, він же багато в чому відповідальний за . Протистояти сонячному вітру Землі дозволяє магнітне поле планети, яке є невидимим захистом від сонячного вітру і перешкоджає відтоку атомів атмосфери у відкритий космос. При зіткненні Сонячного вітру з магнітним полем планети відбувається оптичне явище, яке ми називаємо на Землі. полярне сяйво, що супроводжується магнітними бурями.

Втім, незаперечна і користь сонячного вітру — саме він здуває з Сонячна системаі космічну радіацію галактичного походження – отже оберігає нашу зоряну систему від зовнішніх, галактичних випромінювань.

Дивлячись на красу полярних сяйв, важко повірити, що ці сполохи - видима ознака сонячного вітру та магнітосфери Землі