Cum se numește stratul exterior al atmosferei solare? Din ce este făcut soarele. Care sunt elementele chimice care alcătuiesc Soarele?
Analiza spectrală a razelor solare a arătat că cel mai mult în steaua noastră se află hidrogen (73% din masa stelei) și heliu (25%). Elementele rămase (fier, oxigen, nichel, azot, siliciu, sulf, carbon, magneziu, neon, crom, calciu, sodiu) reprezintă doar 2%. Toate substanțele găsite pe Soare există atât pe Pământ, cât și pe alte planete, ceea ce indică originea lor comună. Densitatea medie a materiei Soarelui este de 1,4 g/cm3.
Cum se studiază soarele
Soarele este un „” cu multe straturi care au compoziție și densitate diferită, în ele au loc diferite procese. Este imposibil de observat o stea din spectrul familiar ochiului uman, cu toate acestea, telescoape, radiotelescoape și alte instrumente care detectează radiațiile ultraviolete, infraroșii și de raze X ale Soarelui au fost create. De pe Pământ, cea mai eficientă observație este în timpul unei eclipse de soare. În această scurtă perioadă, astronomii din întreaga lume studiază coroana, proeminențele, cromosfera și diversele fenomene care au loc pe singura stea disponibilă pentru un astfel de studiu detaliat.
Structura Soarelui
Corona este învelișul exterior al Soarelui. Are o densitate foarte mică, din această cauză este vizibil doar în timpul unei eclipse. Grosimea atmosferei exterioare este neuniformă, așa că din când în când apar găuri în ea. Prin aceste găuri, vântul solar se repezi în spațiu cu o viteză de 300-1200 m / s - un flux puternic de energie, care pe pământ provoacă aurora boreală și furtuni magnetice.
Cromosfera este un strat de gaze care ating o grosime de 16 mii km. Există o convecție a gazelor fierbinți, care, de la suprafața stratului inferior (fotosferă), cad din nou înapoi. Ei sunt cei care „ard prin” coroană și formează fluxuri de vânt solar de până la 150 de mii de km lungime.
Fotosfera este un strat dens, opac, cu o grosime de 500–1.500 km, în care apar cele mai puternice furtuni de foc de până la 1.000 km în diametru. Temperatura gazelor din fotosfera este de 6.000 °C. Ele absorb energia din stratul de bază și o eliberează sub formă de căldură și lumină. Structura fotosferei seamănă cu granule. Rupele stratului sunt percepute ca pete pe Soare.
Zona convectivă cu o grosime de 125-200 mii km este învelișul solar, în care gazele schimbă constant energie cu zona de radiație, încălzindu-se, urcând în fotosferă și, răcindu-se, coboară din nou pentru o nouă porțiune de energie.
Zona de radiații are o grosime de 500 mii km și o densitate foarte mare. Aici, materia este bombardată cu raze gamma, care sunt transformate în raze ultraviolete (UV) și raze X (X) mai puțin radioactive.
Crusta sau miezul este „cazanul” solar, unde au loc constant reacții termonucleare proton-proton, datorită cărora steaua primește energie. Atomii de hidrogen se transformă în heliu la o temperatură de 14 x 10 °C. Aici, presiunea titanică este de un trilion de kg pe cm cub. În fiecare secundă, 4,26 milioane de tone de hidrogen sunt convertite în heliu aici.
Soarele, în ciuda faptului că este listat "pitic galben" atât de mare încât nici nu ne putem imagina. Când spunem că masa lui Jupiter este de 318 mase Pământului, pare incredibil. Dar când aflăm că 99,8% din masa întregii materie se află în Soare, acest lucru este pur și simplu dincolo de înțelegere.
În ultimii ani, am învățat multe despre cum funcționează steaua „noastră”. Deși omenirea nu a inventat (și este puțin probabil să inventeze vreodată) o sondă de cercetare capabilă să se apropie fizic de Soare și să preleve mostre din materia sa, suntem deja destul de conștienți de compoziția sa.
Cunoștințele de fizică și posibilități ne oferă capacitatea de a spune exact din ce este făcut Soarele: 70% din masa sa este hidrogen, 27% - heliu, alte elemente (carbon, oxigen, azot, fier, magneziu și altele) - 2,5%.
Cu toate acestea, numai această statistică uscată, cunoștințele noastre, din fericire, nu sunt limitate.
Ce este în interiorul soarelui
Conform calculelor moderne, temperatura din intestinele Soarelui ajunge la 15 - 20 de milioane de grade Celsius, densitatea materiei stelei ajunge la 1,5 grame pe centimetru cub.
Sursa de energie a Soarelui este o reacție nucleară în continuă desfășurare care are loc adânc sub suprafață, datorită căreia se menține temperatura ridicată a stelei. Adânc sub suprafața Soarelui, hidrogenul este transformat în heliu printr-o reacție nucleară cu eliberarea de energie.
Se numește „zona de fuziune nucleară” a Soarelui miez solarși are o rază de aproximativ 150-175 mii km (până la 25% din raza Soarelui). Densitatea materiei din nucleul solar este de 150 de ori densitatea apei și de aproape 7 ori densitatea celei mai dense substanțe de pe Pământ: osmiul.
Oamenii de știință cunosc două tipuri de reacții termonucleare care au loc în interiorul stelelor: ciclul hidrogenuluiȘi ciclul carbonului. Mai ales pe Soare ciclul hidrogenului, care poate fi împărțit în trei etape:
- nucleele de hidrogen sunt transformate în nuclee de deuteriu (un izotop al hidrogenului)
- nucleele de hidrogen sunt transformate în nuclee ale izotopului instabil de heliu
- produsele primei și celei de a doua reacții sunt asociate cu formarea unui izotop stabil de heliu (heliu-4).
În fiecare secundă, 4,26 milioane de tone de materie stelară sunt convertite în radiații, dar în comparație cu greutatea Soarelui, chiar și această valoare incredibilă este atât de mică încât poate fi neglijată.
Ieșirea căldurii din intestinele Soarelui se realizează prin absorbția radiațiilor electromagnetice care vin de dedesubt și re-radierea ei ulterioară.
Mai aproape de suprafața soarelui, energia radiată din interior este transferată în principal către zona de convecție Soare folosind proces convecție- amestecarea substanței (fluxurile calde ale substanței se ridică mai aproape de suprafață, în timp ce fluxurile reci cad).
Zona de convecție se află la o adâncime de aproximativ 10% din diametrul solar și ajunge aproape la suprafața stelei.
Atmosfera Soarelui
Deasupra zonei de convecție începe atmosfera Soarelui, în care transferul de energie are loc din nou cu ajutorul radiațiilor.
Fotosferă numit stratul inferior al atmosferei solare – suprafața vizibilă a soarelui. Grosimea sa corespunde grosimii optice de aproximativ 2/3 unitati, iar in termeni absoluti fotosfera atinge o grosime de 100-400 km. Este fotosfera care este sursa radiației vizibile a Soarelui, temperatura variază de la 6600 K (la început) la 4400 K (la marginea superioară a fotosferei).
De fapt, Soarele arată ca un cerc perfect cu limite clare doar pentru că, la marginea fotosferei, luminozitatea sa scade de 100 de ori în mai puțin de o secundă a arcului. Din acest motiv, marginile discului solar sunt vizibil mai puțin luminoase decât centrul, luminozitatea lor este de doar 20% din luminozitatea centrului discului.
Cromosferă- al doilea strat atmosferic al Soarelui, învelișul exterior al stelei, de aproximativ 2000 km grosime, înconjoară fotosfera. Temperatura cromosferei crește odată cu altitudinea de la 4.000 la 20.000 K. Când observăm Soarele de pe Pământ, nu vedem cromosfera din cauza densității sale scăzute. Poate fi observată doar în timpul eclipselor solare - o strălucire roșie intensă în jurul marginilor discului solar, aceasta este cromosfera stelei.
coroana solara- ultimul înveliș exterior al atmosferei solare. Coroana este formată din proeminențe și erupții energetice, care erupe și erupe câteva sute de mii și chiar mai mult de un milion de kilometri în spațiu, formând vânt însorit. Temperatura medie coronală este de până la 2 milioane K, dar poate ajunge până la 20 milioane K. Cu toate acestea, ca și în cazul cromosferei, corona solară este vizibilă de pe pământ doar în timpul eclipselor. Densitatea prea mică a materialului coroanei solare nu permite observarea acestuia în condiții normale.
vânt însorit
vânt însorit- un flux de particule încărcate (protoni și electroni) emis de straturile exterioare încălzite ale atmosferei stelei, care se extinde până la limitele sistemului nostru planetar. Lumina își pierde milioane de tone din masa în fiecare secundă, din cauza acestui fenomen.
Aproape de orbita planetei Pământ, viteza particulelor de vânt solar ajunge la 400 de kilometri pe secundă (se mișcă prin sistemul nostru stelar cu viteză supersonică), iar densitatea vântului solar este de la câteva până la câteva zeci de particule ionizate pe centimetru cub.
Vântul solar este cel care „pătrunde” fără milă atmosfera planetelor, „suflând” gazele conținute în acesta în spațiul cosmic și este, de asemenea, în mare măsură responsabil. Câmpul magnetic al planetei permite Pământului să reziste vântului solar, care servește ca o protecție invizibilă împotriva vântului solar și împiedică ieșirea atomilor atmosferici în spațiul cosmic. Când vântul solar se ciocnește cu câmpul magnetic al planetei, are loc un fenomen optic, pe care pe Pământ îl numim - Lumini polareînsoţită de furtuni magnetice.
Cu toate acestea, beneficiul vântului solar este, de asemenea, de netăgăduit – el este cel care „suflă” radiațiile cosmice de origine galactică din sistemul solar – și, prin urmare, protejează sistemul nostru stelar de radiațiile externe, galactice.
Privind la frumusețea aurorelor, este greu de crezut că aceste fulgerări sunt un semn vizibil al vântului solar și al magnetosferei Pământului.
Întrebări despre program:
Compoziția chimică a atmosferei solare;
Rotația soarelui;
Întunecarea discului solar până la margine;
Straturile exterioare ale atmosferei solare: cromosfera și coroana;
Radio și radiații X de la Soare.
Rezumat:
Compoziția chimică a atmosferei solare;
În regiunea vizibilă, radiația solară are un spectru continuu, față de care câteva zeci de mii de linii de absorbție întunecate, numite Fraunhofer. Spectrul continuu atinge cea mai mare intensitate în partea albastru-verde, la lungimi de undă de 4300 - 5000 A. Intensitatea spectrului scade pe ambele părți ale maximului.
Observațiile extra-atmosferice au arătat că Soarele radiază în regiunile invizibile de lungimi de undă scurte și lungi ale spectrului. În regiunea cu lungime de undă mai scurtă, spectrul se schimbă dramatic. Intensitatea spectrului continuu scade rapid, iar liniile întunecate Fraunhofer sunt înlocuite cu linii de emisie.
Cea mai puternică linie din spectrul solar este în regiunea ultravioletă. Aceasta este linia rezonantă a hidrogenului L cu o lungime de undă de 1216 A. În regiunea vizibilă, liniile rezonante H și K ale calciului ionizat sunt cele mai intense. Ele sunt urmate în intensitate de primele linii ale seriei Balmer de hidrogen H , H , H , apoi liniile de rezonanță ale sodiului, liniile de magneziu, fier, titan și alte elemente. Numeroasele linii rămase sunt identificate cu spectrele a aproximativ 70 de elemente chimice cunoscute din tabelul D.I. Mendeleev. Prezența acestor linii în spectrul solar indică prezența elementelor corespunzătoare în atmosfera solară. A fost stabilită prezența hidrogenului, heliului, azotului, carbonului, oxigenului, magneziului, sodiului, fierului, calciului și a altor elemente pe Soare.
Hidrogenul este elementul predominant în Soare. Reprezintă 70% din masa Soarelui. Următorul este heliul - 29% din masă. Elementele rămase combinate reprezintă puțin mai mult de 1%.
Rotația Soarelui
Observațiile detaliilor individuale de pe discul solar, precum și măsurătorile deplasărilor liniilor spectrale în diferitele sale puncte, indică mișcarea materiei solare în jurul unuia dintre diametrele solare, numită axa de rotatie Soare.
Planul care trece prin centrul Soarelui și perpendicular pe axa de rotație se numește planul ecuatorului solar. Formează un unghi de 7 0 15′ cu planul eclipticii și traversează suprafața Soarelui de-a lungul ecuatorului. Unghiul dintre planul ecuatorului și raza trasată de la centrul Soarelui la un punct dat de pe suprafața sa se numește latitudine heliografică.
Viteza unghiulară de rotație a Soarelui scade pe măsură ce acesta se îndepărtează de ecuator și se apropie de poli.
În medie = 14º.4 - 2º.7 sin 2 B, unde B este latitudinea heliografică. Viteza unghiulară este măsurată prin unghiul de rotație pe zi.
Perioada siderale a regiunii ecuatoriale este de 25 de zile, în apropierea polilor ajunge la 30 de zile. Datorită rotației Pământului în jurul Soarelui, rotația acestuia pare a fi mai lentă și egală cu 27, respectiv 32 de zile (perioada sinodică).
Întunecarea discului solar până la margine
Fotosfera este partea principală a atmosferei solare, în care se produce radiația vizibilă, care are un caracter continuu. Astfel, radiaza aproape toata energia solara care vine la noi. Fotosfera este un strat subțire de gaz lung de câteva sute de kilometri, destul de opac. Fotosfera este vizibilă atunci când se observă direct Soarele în lumină albă ca „suprafața” sa aparentă.
La observarea discului solar, se observă întunecarea acestuia spre margine. Pe măsură ce te îndepărtezi de centru, luminozitatea scade foarte repede. Acest efect se explică prin faptul că în fotosferă are loc o creștere a temperaturii cu adâncimea.
Diferite puncte ale discului solar caracterizează unghiul , care alcătuiește linia de vedere cu normala la suprafața Soarelui în locul luat în considerare. În centrul discului, acest unghi este 0, iar linia de vedere coincide cu raza Soarelui. La marginea = 90 şi linia de vedere alunecă de-a lungul tangentei la straturile Soarelui. Cea mai mare parte a radiației unui anumit strat de gaz provine de la un nivel situat la adâncimea optică1. Când linia de vedere traversează straturile fotosferei la un unghi mare , adâncimea optică 1 este atinsă în straturile mai exterioare, unde temperatura este mai scăzută. Ca urmare, intensitatea radiației de la marginile discului solar este mai mică decât intensitatea radiației de la mijlocul acestuia.
Scăderea luminozității discului solar spre margine în prima aproximare poate fi reprezentată prin formula:
I () = I 0 (1 - u + cos),
unde I () este luminozitatea în punctul în care linia vizuală formează un unghi cu normala, I 0 este luminozitatea radiației din centrul discului, u este un factor de proporționalitate în funcție de lungimea de undă.
Observațiile vizuale și fotografice ale fotosferei fac posibilă detectarea structurii sale fine, care amintește de norii cumulus foarte distanțați. Formațiunile ușoare rotunjite se numesc granule, iar întreaga structură este granulare. Dimensiunile unghiulare ale granulelor nu depășesc 1″ de arc, ceea ce corespunde la 700 km. Fiecare granulă individuală există timp de 5-10 minute, după care se dezintegrează și se formează noi granule în locul ei. Granulele sunt înconjurate de spații întunecate. În granule, substanța se ridică, iar în jurul lor cade. Viteza acestor mișcări este de 1-2 km/s.
Granularea este o manifestare a zonei convective situate sub fotosfera. În zona convectivă, substanța este amestecată ca urmare a creșterii și scăderii maselor individuale de gaz.
Motivul apariției convecției în straturile exterioare ale Soarelui sunt două circumstanțe importante. Pe de o parte, temperatura direct sub fotosferă crește foarte rapid în profunzime, iar radiația nu poate asigura eliberarea de radiații din straturile fierbinți mai adânci. Prin urmare, energia este transferată de neomogenitățile în mișcare în sine. Pe de altă parte, aceste neomogenități se dovedesc a fi tenace dacă gazul din ele nu este complet, ci doar parțial ionizat.
La trecerea în straturile inferioare ale fotosferei, gazul este neutralizat și nu este capabil să formeze neomogenități stabile. prin urmare, în părțile foarte superioare ale zonei convective, mișcările convective sunt inhibate și convecția se oprește brusc. Fluctuațiile și perturbațiile din fotosferă dau naștere undelor acustice. Straturile exterioare ale zonei convective reprezintă un fel de rezonator în care sunt excitate oscilații de 5 minute sub formă de unde staționare.
Straturile exterioare ale atmosferei solare: cromosfera și coroana
Densitatea materiei din fotosferă scade rapid odată cu înălțimea, iar straturile exterioare se dovedesc a fi foarte rarefiate. În straturile exterioare ale fotosferei, temperatura ajunge la 4500 K și apoi începe să crească din nou. Există o creștere lentă a temperaturii la câteva zeci de mii de grade, însoțită de ionizarea hidrogenului și a heliului. Această parte a atmosferei se numește cromosferă. În straturile superioare ale cromosferei, densitatea materiei ajunge la 10 -15 g/cm 3 .
1 cm 3 din aceste straturi ale cromosferei contine aproximativ 10 9 atomi, dar temperatura se ridica la un milion de grade. Aici începe partea exterioară a atmosferei Soarelui, numită coroană solară. Motivul încălzirii straturilor cele mai exterioare ale atmosferei solare este energia undelor acustice care apar în fotosferă. Când se propagă în sus, în straturi cu o densitate mai mică, aceste unde își măresc amplitudinea până la câțiva kilometri și se transformă în unde de șoc. Ca urmare a apariției undelor de șoc, are loc disiparea undelor, ceea ce crește vitezele haotice ale particulelor și temperatura crește.
Luminozitatea integrală a cromosferei este de sute de ori mai mică decât luminozitatea fotosferei. Prin urmare, pentru a observa cromosfera, este necesar să se utilizeze metode speciale care să facă posibilă distingerea radiației sale slabe de un flux puternic de radiație fotosferică. Cele mai convenabile metode sunt observațiile în timpul eclipselor. Lungimea cromosferei este de 12 - 15.000 km.
Când se studiază fotografiile cromosferei, neomogenitățile sunt vizibile, cele mai mici sunt numite spiculete. Spiculele sunt de formă alungită, alungite în direcția radială. Au câteva mii de kilometri lungime și aproximativ 1.000 de kilometri grosime. La viteze de câteva zeci de km/s, spiculele se ridică din cromosferă în coroană și se dizolvă în ea. Prin spicule are loc schimbul de materie între cromosferă și corona de deasupra. Spiculele formează o structură mai mare numită rețea cromosferică, generată de mișcările ondulatorii conduse de elemente mult mai mari și mai adânci ale zonei convective subfotosferice decât granulele.
coroană Are o luminozitate foarte scăzută, deci poate fi observată doar în faza totală a eclipselor de soare. În afara eclipselor, se observă cu ajutorul corongrafelor. Coroana nu are contururi ascuțite și are o formă neregulată care se modifică foarte mult în timp. Cea mai strălucitoare parte a coroanei, care nu se află la mai mult de 0,2 - 0,3 raze solare distanță de limb, se numește în mod obișnuit coroană interioară, iar restul, o parte foarte extinsă, coroana exterioară. O caracteristică importantă a coroanei este structura sa radiantă. Razele vin în lungimi diferite, până la o duzină sau mai multe raze solare. Corona interioară este bogată în formațiuni structurale asemănătoare cu arce, coifuri, nori individuali.
Radiația coronală este lumina împrăștiată a fotosferei. Această lumină este foarte polarizată. Doar electronii liberi pot provoca o astfel de polarizare. 1 cm 3 din substanţa corona conţine aproximativ 10 8 electroni liberi. Apariția unui astfel de număr de electroni liberi trebuie să fie cauzată de ionizare. Aceasta înseamnă că în coroană în 1 cm 3 există aproximativ 10 8 ioni. Concentrația totală a substanței ar trebui să fie de 2 . 10 8 . Corona solară este o plasmă rarefiată, cu o temperatură de aproximativ un milion de kelvin. O consecință a temperaturii ridicate este extinderea mare a coroanei. Lungimea coroanei este de sute de ori mai mare decât grosimea fotosferei și se ridică la sute de mii de kilometri.
Radio și radiații X de la Soare
DIN Coroana solară este complet transparentă la radiațiile vizibile, dar transmite slab undele radio, care experimentează o absorbție și refracție puternice în ea. La lungimi de undă metrice, temperatura de luminozitate a coroanei atinge un milion de grade. La lungimi de undă mai scurte, scade. Acest lucru se datorează unei creșteri a adâncimii din care iese radiația, datorită scăderii proprietăților de absorbție ale plasmei.
Emisia radio a coroanei solare a fost urmărită pe distanțe de câteva zeci de raze. Acest lucru este posibil datorită faptului că Soarele trece anual pe lângă o sursă puternică de emisie radio - Nebuloasa Crabului și corona solară o umbră. Radiația din nebuloasă este împrăștiată în neomogenitățile coroanei. Există explozii de emisii radio solare cauzate de oscilațiile plasmei asociate cu trecerea razelor cosmice prin ea în timpul erupțiilor cromosferice.
radiații cu raze X studiat cu ajutorul telescoapelor speciale instalate pe nave spațiale. Imaginea cu raze X a Soarelui are o formă neregulată, cu multe pete luminoase și o structură „zdrențuită”. În apropierea membrului optic, se observă o creștere a luminozității sub forma unui inel neomogen. Pete deosebit de luminoase sunt observate deasupra centrelor de activitate solară, în zonele în care există surse puternice de emisie radio la lungimi de undă decimetrice și metrice. Aceasta înseamnă că razele X provin în principal din coroana solară. Observațiile cu raze X ale Soarelui fac posibilă realizarea unor studii detaliate ale structurii coroanei solare direct în proiecție pe discul solar. În apropierea zonelor luminoase ale coroanei strălucitoare deasupra petelor, au fost găsite zone întunecate extinse care nu sunt asociate cu nicio formațiune vizibilă în razele vizibile. Sunt chemați orificii coronareși sunt asociate cu zone ale atmosferei solare în care câmpurile magnetice nu formează bucle. Găurile coronale sunt o sursă de amplificare a vântului solar. Ele pot exista pentru mai multe revoluții ale Soarelui și pot provoca o periodicitate de 27 de zile a fenomenelor de pe Pământ care sunt sensibile la radiația corpusculară a Soarelui.
Întrebări de test:
Ce elemente chimice predomină în atmosfera solară?
Cum poți afla despre compoziția chimică a Soarelui?
Cu ce perioadă se rotește soarele pe axa sa?
Coincide perioada de rotație a regiunilor ecuatoriale și polare ale Soarelui?
Ce este fotosfera solară?
Care este structura fotosferei solare?
Ce cauzează întunecarea discului solar până la margine?
Ce este granularea?
Ce este corona solară?
Care este densitatea materiei în coroană?
Ce este cromosfera solară?
Ce sunt spiculele?
Care este temperatura coroanei?
Ce explică temperatura ridicată a coroanei?
Care sunt caracteristicile emisiei radio de la Soare?
Ce regiuni ale Soarelui sunt responsabile pentru producerea de raze X?
Literatură:
Kononovich E.V., Moroz V.I. Curs de astronomie generala. M., Editorial URSS, 2004.
Galuzo I.V., Golubev V.A., Shimbalev A.A. Planificarea și metodele de desfășurare a lecțiilor. Astronomie în clasa a XI-a. Minsk. Aversev. 2003.
Whipple F.L. Familia Soarelui. M. Mir. 1984
Stelele Shklovsky I.S.: nașterea, viața și moartea lor. M. Știință. 1984
Calea Lactee - Shasha Galaxy
Atmosfera solara - fotosfera
Fotosferă
- atmosfera Soarelui începe cu 200-300 km mai adânc decât marginea vizibilă a marginii solare. Aceste straturi cele mai profunde ale atmosferei se numesc fotosfera. Deoarece grosimea lor nu este mai mare de o trei miimi din raza solară, fotosfera este uneori numită condiționat suprafața Soarelui.
Densitatea gazelor din fotosferă este aproximativ aceeași cu cea din stratosfera Pământului și de sute de ori mai mică decât la suprafața Pământului. Temperatura fotosferei scade de la 8000 K la o adâncime de 300 km la 4000 K în straturile superioare. Temperatura acelui strat mijlociu, a cărui radiație o percepem, este de aproximativ 6000 K. În astfel de condiții, aproape toate moleculele de gaz se descompun în atomi individuali. Numai în straturile superioare ale fotosferei sunt relativ puține molecule simple și radicali precum H2, OH, CH conservați.
Un rol deosebit în atmosfera solară îl joacă ionul negativ de hidrogen, care nu se găsește în natura terestră, care este un proton cu doi electroni. Acest compus neobișnuit apare în stratul exterior subțire, cel mai rece al fotosferei, atunci când electronii liberi încărcați negativ „se lipesc” de atomii neutri de hidrogen, care sunt furnizați de atomi ușor ionizabili de calciu, sodiu, magneziu, fier și alte metale. Când sunt produși, ionii negativi de hidrogen emit cea mai mare parte a luminii vizibile. Ionii absorb cu nerăbdare aceeași lumină, motiv pentru care opacitatea atmosferei crește rapid odată cu adâncimea. Prin urmare, marginea vizibilă a Soarelui ni se pare foarte ascuțită.
Aproape toate cunoștințele noastre despre Soare se bazează pe studiul spectrului său - o bandă îngustă multicoloră care are aceeași natură ca un curcubeu. Pentru prima dată, plasând o prismă în calea unei raze de soare, Newton a primit o astfel de bandă și a exclamat: "Spectru!"(lat. spectru - „viziune”). Mai târziu, linii întunecate au fost observate în spectrul Soarelui și considerate a fi limitele culorilor.
Într-un telescop cu o mărire mare, puteți observa detaliile fine ale fotosferei: totul pare să fie presărat cu mici granule strălucitoare - granule, separate de o rețea de căi înguste și întunecate. Granularea este rezultatul amestecării fluxurilor de gaz mai calde care se ridică și a celor mai reci care se scufundă. Diferența de temperatură dintre ele în straturile exterioare este relativ mică (200-300 K), dar mai profundă, în zona convectivă, este mai mare, iar amestecarea este mult mai intensă. Convecția în straturile exterioare ale Soarelui joacă un rol uriaș în determinarea structurii generale a atmosferei. În cele din urmă, convecția, ca rezultat al unei interacțiuni complexe cu câmpurile magnetice solare, este cauza tuturor manifestărilor diverse ale activității solare. Câmpurile magnetice sunt implicate în toate procesele de pe Soare. Din când în când, câmpuri magnetice concentrate apar într-o mică regiune a atmosferei solare, de câteva mii de ori mai puternică decât pe Pământ. Plasma ionizată este un bun conductor, nu se poate deplasa peste liniile de inducție magnetică a unui câmp magnetic puternic. Prin urmare, în astfel de locuri, amestecarea și creșterea gazelor fierbinți de jos este inhibată și apare o regiune întunecată - o pată solară. Pe fundalul fotosferei orbitoare, pare complet negru, deși în realitate luminozitatea sa este cu doar zece mai slabă.
În timp, dimensiunea și forma petelor se schimbă foarte mult. După ce a apărut sub forma unui punct abia vizibil - un por, pata își crește treptat dimensiunea la câteva zeci de mii de kilometri. Petele mari, de regulă, constau dintr-o parte întunecată (miez) și o parte mai puțin întunecată - penumbra, a cărei structură dă spotului aspectul unui vârtej. Petele sunt înconjurate de zone mai luminoase ale fotosferei, numite faculae sau câmpuri de torță.
Fotosfera trece treptat în straturi exterioare mai rarefiate ale atmosferei solare - cromosfera și coroana.
Atmosfera solară - cromosferă
Cromosferă
(„sfera de culoare” în limba greacă) este numită așa pentru culoarea roșiatică-violet. Este vizibil în timpul eclipselor totale de soare ca un inel strălucitor zdrențuit în jurul discului negru al Lunii, care tocmai a eclipsat Soarele. Cromosfera este foarte eterogenă și este formată în principal din limbi alungite alungite (spicule), dându-i aspectul de iarbă arzătoare. Temperatura acestor jeturi cromosferice este de două până la trei ori mai mare decât în fotosferă, iar densitatea este de sute de mii de ori mai mică. Lungimea totală a cromosferei este de 10-15 mii de kilometri.
Creșterea temperaturii în cromosferă se explică prin propagarea undelor și a câmpurilor magnetice care pătrund în ea din zona convectivă. Substanța se încălzește în același mod ca și cum ar fi într-un cuptor uriaș cu microunde. Vitezele mișcărilor termice ale particulelor cresc, ciocnirile dintre ele devin mai frecvente, iar atomii își pierd electronii exteriori: substanța devine o plasmă ionizată fierbinte. Aceste procese fizice mențin, de asemenea, temperatura neobișnuit de ridicată a straturilor cele mai exterioare ale atmosferei solare, care sunt situate deasupra cromosferei.
Adesea, în timpul eclipselor (și cu ajutorul unor instrumente spectrale speciale - chiar și fără a aștepta eclipsele) deasupra suprafeței Soarelui, se pot observa „fântâni”, „nori”, „pâlnie”, „tufișuri”, „arcade” cu forme bizare. și alte formațiuni puternic luminoase din substanțele cromosferice. Ele sunt staționare sau se schimbă lent, înconjurate de jeturi curbe netede care curg în sau din cromosferă, urcând zeci și sute de mii de kilometri. Acestea sunt cele mai grandioase formațiuni ale atmosferei solare - proeminențe. Când sunt observați în linia spectrală roșie emisă de atomii de hidrogen, aceștia apar pe fundalul discului solar ca filamente întunecate, lungi și curbate.
Proeminențele au aproximativ aceeași densitate și temperatură ca și cromosfera. Dar ele sunt deasupra lui și sunt înconjurate de straturi superioare superioare, foarte rarefiate, ale atmosferei solare. Proeminențele nu cad în cromosferă deoarece substanța lor este susținută de câmpurile magnetice ale regiunilor active ale Soarelui.
Pentru prima dată, spectrul unei proeminențe în afara unei eclipse a fost observat de astronomul francez Pierre Jansen și de colegul său englez Joseph Lockyer în 1868. Fanta spectroscopului este poziționată astfel încât să traverseze marginea Soarelui, iar dacă o proeminență este situat în apropierea acestuia, atunci puteți observa spectrul radiației sale. Îndreptând fanta către diferite părți ale proeminenței sau cromosferei, se pot studia în părți. Spectrul de proeminențe, ca și cel al cromosferei, este format din linii luminoase, în principal hidrogen, heliu și calciu. Liniile de emisie ale altor elemente chimice sunt de asemenea prezente, dar sunt mult mai slabe.
Unele proeminențe, care au petrecut mult timp fără modificări vizibile, explodează brusc, așa cum ar fi, iar substanța lor este aruncată în spațiul interplanetar cu o viteză de sute de kilometri pe secundă. Aspectul cromosferei se modifică și el frecvent, indicând mișcarea continuă a gazelor sale constitutive.
Uneori, ceva similar cu exploziile are loc în regiuni foarte mici ale atmosferei Soarelui. Acestea sunt așa-numitele erupții cromosferice (cele mai puternice procese asemănătoare exploziei pot dura doar câteva minute, dar în acest timp este eliberată energie, care uneori ajunge la 10 25 J). De obicei durează câteva zeci de minute. În timpul erupțiilor în liniile spectrale de hidrogen, heliu, calciu ionizat și alte elemente, luminozitatea unei secțiuni individuale a cromosferei crește brusc de zece ori. Radiațiile ultraviolete și de raze X cresc în mod deosebit puternic: uneori puterea sa este de câteva ori mai mare decât puterea totală a radiației solare în această regiune cu lungime de undă scurtă a spectrului înainte de erupție.
Pete, torțe, proeminențe, erupții cromosferice sunt toate manifestări ale activității solare. Odată cu creșterea activității, numărul acestor formațiuni de pe Soare devine mai mare.
Atmosfera solară - coroană
coroană
- spre deosebire de fotosferă și cromosferă, partea cea mai exterioară a atmosferei Soarelui are o întindere uriașă: se întinde pe milioane de kilometri, ceea ce corespunde mai multor raze solare, iar extensia sa slabă merge și mai departe.
Densitatea materiei din coroana solară scade cu înălțimea mult mai lent decât densitatea aerului din atmosfera Pământului. Scăderea densității aerului pe măsură ce acesta crește este determinată de gravitația Pământului. Pe suprafața Soarelui, gravitația este mult mai puternică și, se pare, atmosfera sa nu ar trebui să fie ridicată. De fapt, este neobișnuit de extins. Prin urmare, există unele forțe care acționează împotriva atracției Soarelui. Aceste forțe sunt asociate cu vitezele uriașe de mișcare a atomilor și electronilor din coroană, încălzite la o temperatură de 1-2 milioane de grade!
Coroana este cel mai bine observată în timpul fazei totale a unei eclipse de soare. Adevărat, în cele câteva minute în care durează, este foarte dificil să schițezi nu numai detalii individuale, ci chiar și aspectul general al coroanei. Ochiul observatorului abia începe să se obișnuiască cu amurgul brusc, iar o rază strălucitoare a Soarelui care a apărut din spatele marginii Lunii anunță deja sfârșitul eclipsei. Prin urmare, adesea schițele coroanei, realizate de observatori experimentați în timpul aceleiași eclipse, au fost foarte diferite. Nici măcar nu a fost posibil să-i determine cu exactitate culoarea.
Invenția fotografiei a oferit astronomilor o metodă de cercetare obiectivă și documentară. Cu toate acestea, nu este ușor să obțineți o imagine bună a coroanei. Faptul este că partea sa cea mai apropiată de Soare, așa-numita coroană interioară, este relativ strălucitoare, în timp ce coroana exterioară de mare anvergură pare a fi o strălucire foarte palidă. Prin urmare, dacă coroana exterioară este clar vizibilă în fotografii, atunci cea interioară se dovedește a fi supraexpusă, iar în fotografiile în care sunt vizibile detaliile coroanei interioare, cea exterioară este complet invizibilă. Pentru a depăși această dificultate, în timpul unei eclipse, de obicei încearcă să obțină mai multe imagini ale coroanei deodată - cu viteze de declanșare lungi și scurte. Sau coroana este fotografiată prin plasarea unui filtru special „radial” în fața plăcii fotografice, care slăbește zonele inelare ale părților interioare luminoase ale coroanei. În astfel de imagini, structura sa poate fi urmărită la distanțe de mai multe raze solare.
Deja primele fotografii de succes au făcut posibilă detectarea unui număr mare de detalii în coroană: raze coronale, tot felul de „arcuri”, „căști” și alte formațiuni complexe asociate în mod clar cu regiunile active.
Caracteristica principală a coroanei este structura radiantă. Razele coronale au o mare varietate de forme: uneori sunt scurte, alteori lungi, alteori razele sunt drepte, iar uneori sunt puternic curbate. În 1897, astronomul Pulkovo Aleksey Pavlovich Gansky a descoperit că aspectul general al coroanei solare se schimbă periodic. S-a dovedit că acest lucru se datorează ciclului de 11 ani al activității solare.
Cu o perioadă de 11 ani, atât luminozitatea generală, cât și forma coroanei solare se schimbă. În perioada maximă a petelor solare, are o formă relativ rotunjită. Raze directe ale coroanei și direcționate de-a lungul razei Soarelui sunt observate atât în apropierea ecuatorului solar, cât și în regiunile polare. Când există puține pete solare, razele coronare se formează doar la latitudinile ecuatoriale și mijlocii. Forma coroanei devine alungită. La poli apar raze scurte caracteristice, așa-numitele perii polari. În acest caz, luminozitatea generală a coroanei scade. Această caracteristică interesantă a coroanei pare să fie asociată cu mișcarea treptată a zonei de formare predominantă a petelor solare în timpul ciclului de 11 ani. După minim, pete încep să apară de ambele părți ale ecuatorului la latitudini de 30-40°. Apoi zona de formare a spotului coboară treptat spre ecuator.
Studii atente au făcut posibil să se stabilească că există o anumită relație între structura coroanei și formațiunile individuale din atmosfera solară. De exemplu, razele coronare luminoase și directe sunt de obicei observate deasupra petelor solare și faculae. Grinzile învecinate se îndoaie în direcția lor. La baza razelor coronale, luminozitatea cromosferei crește. O astfel de zonă este de obicei numită excitată. Este mai cald și mai dens decât zonele vecine, neexcitate. Formațiuni complexe luminoase sunt observate deasupra petelor din coroană. Proeminențele sunt, de asemenea, adesea înconjurate de învelișuri de materie coronală.
Corona s-a dovedit a fi un laborator natural unic în care materia poate fi observată în cele mai neobișnuite și de neatins condiții de pe Pământ.
La începutul secolelor 19-20, când fizica plasmei de fapt nu exista încă, trăsăturile observate ale coroanei păreau a fi un mister inexplicabil. Deci, în culoare, coroana este surprinzător de asemănătoare cu Soarele, ca și cum lumina sa ar fi reflectată de o oglindă. În acest caz însă, liniile Fraunhofer caracteristice spectrului solar dispar complet în coroana interioară. Ele reapar departe de marginea Soarelui, în coroana exterioară, dar deja foarte slabe. În plus, lumina coroanei este polarizată: planurile în care oscilează undele luminoase sunt situate în principal tangențial la discul solar. Odată cu distanța de la Soare, proporția razelor polarizate crește mai întâi (aproape până la 50%), apoi scade. În cele din urmă, în spectrul coroanei apar linii de emisie strălucitoare, care aproape până la mijlocul secolului al XX-lea. nu a putut fi identificat cu niciunul dintre elementele chimice cunoscute.
S-a dovedit că principalul motiv pentru toate aceste caracteristici ale coroanei este temperatura ridicată a unui gaz extrem de rarefiat. La temperaturi de peste 1 milion de grade, vitezele medii ale atomilor de hidrogen depășesc 100 km/s, iar pentru electronii liberi sunt de 40 de ori mai mari. La astfel de viteze, în ciuda rarefierii puternice a materiei (doar 100 de milioane de particule pe cm3, ceea ce este de 100 de miliarde de ori mai rar decât aerul de pe Pământ!), Ciocnirile atomilor, în special cu electronii, sunt relativ frecvente. Forțele impactului electronilor sunt atât de mari încât atomii elementelor ușoare sunt aproape complet lipsiți de toți electronii lor și din ei rămân doar nuclee atomice „goale”. Elementele mai grele rețin cele mai adânci învelișuri de electroni, trecând într-o stare de grad ridicat de ionizare.
Deci, gazul coronal este o plasmă puternic ionizată; este format din mulți ioni încărcați pozitiv ai diferitelor elemente chimice și un număr puțin mai mare de electroni liberi care decurg din ionizarea atomilor de hidrogen (un electron fiecare), heliu (doi electroni fiecare) și a atomilor mai grei. Întrucât electronii mobili joacă rolul principal într-un astfel de gaz, acesta este adesea numit gaz de electroni, deși acest lucru implică prezența unei astfel de cantități de ioni pozitivi care ar asigura complet neutralitatea plasmei în ansamblu.
Culoarea albă a coroanei se datorează împrăștierii luminii solare obișnuite de către electronii liberi. Ei nu își investesc energia în timpul împrăștierii: oscilând în timp cu unda luminoasă, schimbă doar direcția luminii împrăștiate, în timp ce o polarizează. Liniile luminoase misterioase din spectru sunt generate de radiația neobișnuită a atomilor puternic ionizați de fier, argon, nichel, calciu și alte elemente, care apare numai în condiții de rarefacție puternică. În cele din urmă, liniile de absorbție din coroana exterioară sunt cauzate de împrăștierea particulelor de praf care sunt prezente în mod constant în mediul interstelar. Iar absența unei linii în coroana interioară se datorează faptului că, atunci când sunt împrăștiate de electroni care se mișcă foarte rapid, toate cuantele de lumină suferă modificări de frecvență atât de semnificative încât chiar și liniile Fraunhofer puternice ale spectrului solar sunt complet „spălate”.
Deci, coroana Soarelui este partea cea mai exterioară a atmosferei sale, cea mai rarefiată și cea mai fierbinte. Adăugăm că este și cel mai apropiat de noi: se dovedește că se extinde departe de Soare sub forma unui flux de plasmă care se mișcă constant din acesta - vântul solar. În apropierea Pământului, viteza sa este în medie de 400-500 km/s, iar uneori ajunge la aproape 1000 km/s. Răspândindu-se cu mult dincolo de orbitele lui Jupiter și Saturn, vântul solar formează o heliosferă gigantică care se învecinează cu un mediu interstelar și mai rarefiat.
De fapt, trăim înconjurați de coroana solară, deși protejați de radiația ei pătrunzătoare printr-o barieră de încredere sub forma câmpului magnetic al pământului. Prin coroană, activitatea solară afectează multe procese care au loc pe Pământ (fenomene geofizice).
Cum afectează soarele pământul
Soarele luminează și încălzește planeta noastră; fără aceasta, viața pe ea ar fi imposibilă nu numai pentru oameni, ci chiar și pentru microorganisme. Soarele este motorul principal (deși nu singurul) al proceselor care au loc pe Pământ. Dar nu numai căldura și lumina sunt primite de Pământ de la Soare. Diverse tipuri de radiații solare și fluxuri de particule au un impact constant asupra vieții ei.
Soarele trimite unde electromagnetice către Pământ în toate zonele spectrului - de la mulți kilometri de unde radio până la raze gamma. În împrejurimile Pământului se ajunge și de particule încărcate de diferite energii - atât înalte, cât și joase și medii. În cele din urmă, Soarele emite un flux puternic de particule elementare - neutrini. Cu toate acestea, impactul acestora din urmă asupra proceselor terestre este neglijabil de mic: pentru aceste particule, globul este transparent și zboară liber prin el. Doar o parte foarte mică din particulele încărcate din spațiul interplanetar intră în atmosfera Pământului (restul este deviat sau întârziat de câmpul geomagnetic). Dar energia lor este suficientă pentru a provoca aurore și perturbări ale câmpului magnetic al planetei noastre.
Perturbarea electromagnetică este supusă unei selecții stricte în atmosfera terestră. Este transparent doar la lumina vizibilă și cele mai apropiate radiații ultraviolete și infraroșii, precum și undele radio într-un interval relativ îngust (de la centimetru la metru). Toate celelalte radiații sunt fie reflectate, fie absorbite de atmosferă, încălzind și ionizând straturile sale superioare.
Absorbția razelor X și a razelor ultraviolete dure începe la 300-350 km; la aceleași înălțimi se reflectă cele mai lungi unde radio venite din spațiu. Cu explozii puternice de raze X solare de la erupțiile cromosferice, cuantele de raze X pătrund la altitudini de 80-100 km de la suprafața Pământului, ionizează atmosfera și provoacă întreruperea comunicării la lungimi de undă scurte.
 |
| Zonele întunecate, de rău augur de pe partea stângă a discului solar sunt așa-numitele găuri coronare. Aceste regiuni, situate deasupra suprafeței, unde liniile de forță ale câmpului magnetic solar intră în spațiul interplanetar, se caracterizează prin presiune redusă. Găurile coronale au fost studiate intens de la sateliți încă din anii 1960 în lumină ultravioletă și cu raze X. Se știe că sunt surse de vânt solar intens, care constă din atomi și electroni care zboară departe de Soare de-a lungul liniilor de câmp magnetic deschis. |
| SOARELE NOSTRU |
Radiația ultravioletă moale (cu undă lungă) este capabilă să pătrundă și mai adânc, este absorbită la o înălțime de 30-35 km. Aici, cuantele ultraviolete sunt rupte în atomi de molecule de oxigen, urmate de formarea ozonului. Acest lucru creează un „ecran de ozon” care nu este transparent la ultraviolete, protejând viața de pe Pământ de razele fatale. Partea neabsorbită a radiației ultraviolete cu cea mai lungă lungime de undă ajunge la suprafața pământului. Aceste raze sunt cele care provoacă arsuri solare la oameni.
Radiația din domeniul vizibil este slab absorbită. Cu toate acestea, este disipat de atmosferă chiar și în absența norilor, iar o parte din ea se întoarce în spațiul interplanetar. Norii, formați din picături de apă și particule solide, îmbunătățesc foarte mult reflectarea radiației solare. Ca rezultat, în medie, aproximativ jumătate din lumina incidentă la limita atmosferei Pământului ajunge la suprafața planetei.
Cantitatea de energie solară care cade pe o suprafață de 1 metru pătrat, desfășurată perpendicular pe razele solare la limita atmosferei terestre, se numește constantă solară. Este foarte dificil să-l măsori de pe Pământ și, prin urmare, valorile găsite înainte de începerea cercetărilor spațiale au fost foarte aproximative. Micile fluctuații (dacă au existat cu adevărat) s-au „înecat” evident în inexactitățile măsurătorilor. Doar implementarea unui program spațial special pentru determinarea constantei solare a făcut posibilă găsirea valorii sale de încredere. Conform celor mai recente date, este de 1370 W/m 2 cu o precizie de 0,5%. Nu au fost detectate fluctuații care depășesc 0,2% în timpul măsurătorilor.
Pe Pământ, radiațiile sunt absorbite de pământ și oceane. Suprafața pământului încălzit, la rândul său, radiază în regiunea infraroșu cu unde lungi. Pentru o astfel de radiație, azotul și oxigenul din atmosferă sunt transparente. Dar este absorbit cu lăcomie de vaporii de apă și dioxidul de carbon. Datorită acestor componente mici, carcasa de aer reține căldura. Acesta este efectul de seră al atmosferei. În general, există un echilibru între sosirea energiei solare pe Pământ și pierderile acesteia pe planetă: cât intră, cât se cheltuiește. În caz contrar, temperatura suprafeței pământului, împreună cu atmosfera, ar crește sau scădea constant.
- toate fenomenele de activitate solară sunt asociate cu eliberarea de câmpuri magnetice la suprafața Soarelui. Deja primele măsurători ale efectului Zeeman, efectuate la începutul secolului al XX-lea, au arătat că câmpurile în pete se caracterizează printr-o intensitate de ordinul a câteva mii de oerste, iar astfel de câmpuri sunt realizate în regiuni cu un diametru de 20.000 km. . Dispozitivele moderne de măsurare a câmpurilor pe Soare fac posibilă nu numai măsurarea mărimii câmpului cu o precizie de 1 Oe, ci și aprecierea unghiurilor de înclinare ale vectorului intensității câmpului magnetic. S-a constatat, de exemplu, că torțele sunt regiuni cu câmpuri de 5-300 Oe. În umbra petelor solare, câmpurile ating 1000-4500 Oe. paralele cu suprafața solară. Câmpul este concentrat în mănunchiuri separate.
 |
| Soarele este foarte agitat. Această imagine de culoare falsă arată o regiune activă situată pe marginea discului Soarelui. Plasma fierbinte scapă din fotosfera solară și se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic. Regiunile foarte fierbinți sunt marcate cu roșu, ceea ce indică faptul că materialul mai fierbinte se propagă prin unele bucle ale câmpului magnetic decât alte bucle. Buclele de câmp magnetic sunt foarte mari, astfel încât Pământul se poate încadra cu ușurință în interiorul lor. |
 |
| SOARELE NOSTRU |
Câmpul mediat pe suprafața solară este de ordinul a 1 Oe; se pare că este format din celule individuale cu 10 Oe la granițele lor. Un astfel de câmp este observat în apropierea polilor Soarelui, în timp ce la latitudini joase este adesea perturbat de câmpurile puternice ale regiunilor active. Aceste câmpuri locale puternice perturbă nu numai fotosfera, ci pătrund și în straturile exterioare. În cromosfera de deasupra umbrei petelor, magnitudinea acestora poate ajunge la 1000 Oe, peste penumbra și faculae 100 Oe. Datele indirecte spun că câmpurile din coroană deasupra regiunii active sunt de 10-0,1 Oe, regiunea activă (sau centrul de activitate) este identificat cu un loc de intensitate crescută a câmpului magnetic. Baza inferioară a regiunii active - facule și pete - este situată în fotosferă. Partea superioară apare ca o torță cromosferică (flocculus), iar în coroană - ca condensare coronală.
Cel mai adesea, regiunile active sunt caracterizate de doi poli de polaritate opusă - așa-numitul. centri bipolari, deși există atât regiuni multipolare, cât și unipolare. Polii de polaritate opusă sunt legați printr-un sistem de arcuri de până la 30.000 km lungime și până la 5.000 km înălțime. Vârfurile arcadelor se ridică încet, iar lângă poli gazul curge în jos spre fotosferă.
Dezvoltarea regiunii active în timp este deosebită. Odată cu întărirea câmpului magnetic din fotosferă, apare o torță, crescând treptat suprafața și luminozitatea. După aproximativ o zi, în ea apar mai multe puncte întunecate - pori, care apoi se dezvoltă în pete solare. Zilele a zecea - a unsprezecea din viața regiunii sunt caracterizate de cele mai violente procese din cromosferă și coroană. În acest caz, dimensiunea grupurilor mari de pete ajunge la 20 de grade heliografice în longitudine și 10 în latitudine, sau 2400 km X 12.000 km. După 1-3 luni, petele dispar treptat, o proeminență uriașă atârnă peste zonă. După șase luni sau un an, această zonă dispare.
Pentru un punct mediu cu un câmp de 3000 Oe, energia magnetică este de cel puțin 10 ori mai mare decât energia cinetică. energia mișcărilor convective. Dar într-o celulă convectivă, există în mod necesar o deplasare orizontală perpendiculară pe direcția câmpului. Câmpul împiedică mișcarea orizontală, în urma căreia convecția în pete este slăbită semnificativ. Dificultatea de convecție duce la mai puțină energie în zona petelor, deoarece energia din straturile profunde este transferată prin mișcări convective. Acesta este, probabil, motivul temperaturii mai scăzute și „întunericului” petelor.
Granulele observate la umbra petelor (cu dimensiuni de până la 300 km și o durată medie de viață de 15–30 min) indică prezența unei convecții puternic modificate. Constă aici în faptul că elementele individuale de gaz fierbinte erup în puncte de-a lungul câmpului până la înălțimi fotosferice. Acolo se extind, comprimând gazul din jur împreună cu câmpul. Gazul dens coboară, mișcările gazului seamănă cu mișcările în sus și în jos în țevile strâns distanțate, cu puține modificări ale secțiunii transversale (adică, cu o deformare mică a liniilor de câmp). În multe alte cazuri - când gazul se mișcă în proeminențe, în bucle coronale, traiectoriile mișcării gazului coincid și cu cursul liniilor de câmp.
Gradul de influență a câmpului asupra structurii atmosferei exterioare depinde atât de mărimea fluxului magnetic care iese la suprafață (1017-1022 μs), cât și de cât de mult se modifică acesta cu înălțimea și timpul.
|
Fotosfera - acel strat al atmosferei solare pe care îl vedem printr-un telescop și îl percepem cu ochiul ca pe o suprafață, are o temperatură de aproximativ 5.800 C. În perioada de activitate solară minimă, suprafața fotosferei este relativ calmă. Toate vârtejele de reacții termonucleare care dau energiei stelei fac furie în adâncul interiorului. Dar odată cu începutul unui nou ciclu, energia tuturor acestor procese interne începe să izbucnească. |
Ca orice planetă sau stea, Soarele are propria sa atmosfera. Înseamnă astfel de straturi exterioare, de unde cel puțin o parte din radiație poate pătrunde liber în spațiul înconjurător, fără a fi absorbită de straturile de deasupra. Steaua noastră este făcută în întregime din gaz. Atmosfera sa începe cu 200-300 km mai adânc decât marginea vizibilă a discului solar. Aceste straturi cele mai adânci sunt numite fotosferă. Deoarece grosimea lor nu este mai mare de o miime din raza solară (de la 100 la 400 km), fotosfera este uneori numită suprafata soarelui. Densitatea gazelor din fotosferă este de sute de ori mai mică decât la suprafața Pământului. Temperatura fotosferei scade de la 8000 K la o adâncime de 300 km la 4000 K în straturile superioare. Temperatura medie efectivă, care este percepută de Pământ, poate fi calculată din ecuația Stefan-Boltzmann și este de 5778 K. În astfel de condiții, aproape toate moleculele de gaz se descompun în atomi individuali. Numai în straturile superioare sunt relativ puține molecule simple de acest tip H2, OH, CH.
Dacă privim Soarele printr-un telescop cu o mărire mare, atunci putem observa straturi subțiri ale fotosferei: totul pare să fie presărat cu mici granule strălucitoare - granule, separate printr-o rețea de căi înguste și întunecate. Granularea este rezultatul amestecării fluxurilor de gaze mai calde și a celor mai reci descendente. Convecția în straturile exterioare ale Soarelui joacă un rol uriaș în determinarea structurii generale a atmosferei. În cele din urmă, convecția, ca rezultat al interacțiunii complexe cu câmpurile magnetice solare, este cauza tuturor manifestărilor diverse ale activității solare.
Fotosferă formează suprafața vizibilă a Soarelui, din care se determină dimensiunile stelei, distanțele de la suprafața Soarelui la alte corpuri cerești etc.
Fotosfera este discul vizibil al Soarelui. Pe fig. este vizibilă o mică zonă întunecată,
care se numește pată solară. Temperatura în aceste zone este mare
mai jos decât atmosfera înconjurătoare și atinge doar 1500 K.
Fotosfera trece treptat în straturi solare exterioare mai rarefiate ale atmosferei - cromosferă și coroană. Cromosferă numită așa pentru culoarea sa roșiatică-violet. Cu ochiul liber, poate fi văzut doar pentru câteva secunde în timpul unei eclipse totale de Soare (când Luna acoperă complet (eclipsează) Soarele de la un observator de pe Pământ, adică centrele Pământului, Lunii și Soarelui sunt pe aceeași linie). Cromosfera este foarte eterogenă și constă în principal din limbi alungite alungite (spicule). Temperatura acestor jeturi cromosferice este de două până la trei ori mai mare decât în fotosferă și crește odată cu înălțimea de la 4000 până la 15.000 K., iar densitatea este de sute de mii de ori mai mică. Lungimea totală a cromosferei este de 10-15 mii de kilometri. Creșterea temperaturii se va explica prin propagarea undelor și a câmpurilor magnetice care pătrund în ea din zona convectivă.
Cromosfera Soarelui, observată în timpul totalului
eclipsă de soare
Cromosferă de obicei împărțit în două zone:
— cromosfera inferioară- se întinde până la aproximativ 1500 km, este format din hidrogen neutru, spectrul său conține un număr mare de linii spectrale slabe;
— cromosfera superioară- formata din spicule individuale ejectate din cromosfera inferioara la o inaltime de pana la 10.000 km si separate de gaze mai rarefiate.
Adesea, în timpul eclipselor (și cu ajutorul unor instrumente spectrale speciale - chiar și fără a aștepta eclipsele) deasupra suprafeței Soarelui, se pot observa „fântâni”, „nori”, „pâlnie”, „tufișuri”, „arcade” cu forme bizare. și alte formațiuni puternic luminoase din substanțele cromosferice. Din când în când, din cromosferă se ridică jeturi, nori și arcade de gaz fierbinte, numite proeminențe. În timpul unei eclipse totale de soare, acestea sunt vizibile cu ochiul liber. Unele proeminențe plutesc calm, în timp ce altele se ridică cu viteze de câteva sute de kilometri pe secundă până la o înălțime care atinge raza solară. proeminențe au aproximativ aceeași densitate și temperatură ca și cromosfera. Dar ele sunt deasupra lui și sunt înconjurate de straturi superioare superioare, foarte rarefiate, ale atmosferei solare. Proeminențele nu cad în cromosferă deoarece substanța lor este susținută de câmpurile magnetice ale regiunilor active ale Soarelui. Spectrul de proeminențe, ca și cel al cromosferei, este format din linii luminoase, în principal hidrogen, heliu și calciu. Liniile de emisie ale altor elemente chimice sunt de asemenea prezente, dar sunt mult mai slabe. Unele proeminențe, care au petrecut mult timp fără modificări vizibile, explodează brusc, așa cum ar fi, iar substanța lor este aruncată în spațiul interplanetar cu o viteză de sute de kilometri pe secundă.
Proeminență - o fântână uriașă de gaz fierbinte, care
se ridică la o înălţime de zeci şi sute de mii de kilometri şi
ținut deasupra suprafeței Soarelui de un câmp magnetic.
Proeminență solară în comparație cu planeta noastră
Uneori, ceva asemănător cu exploziile are loc în zone foarte mici. Atmosfera Soarelui. Acestea sunt așa-numitele erupții cromosferice. De obicei durează câteva zeci de minute. În timpul erupțiilor în liniile spectrale de hidrogen, heliu, calciu ionizat și alte elemente, luminozitatea unei secțiuni individuale a cromosferei crește brusc de zece ori. Radiațiile ultraviolete și de raze X cresc în mod deosebit puternic: uneori puterea sa este de câteva ori mai mare decât puterea totală a radiației solare în această regiune cu lungime de undă scurtă a spectrului înainte de erupție. Clipește- cele mai puternice procese explozive observate pe Soare. Ele pot dura doar câteva minute, dar în acest timp se eliberează energie, care uneori poate ajunge la 10 25 J. Aproximativ aceeași cantitate de corp vine de la Soare pe întreaga suprafață a Pământului timp de un an întreg.
Pete, torțe, proeminențe, erupții cromosferice - toate acestea sunt manifestări ale activității solare. Odată cu creșterea activității, numărul acestor formațiuni de pe Soare devine mai mare.
Stratul exterior al atmosferei Soarelui este solar Coroană.Se întinde pe multe milioane de kilometri, iar granița sa continuă până la sfârșitul întregului sistem solar. Desigur, toate planetele, inclusiv Pământul nostru, se află sub o cupolă solară uriașă. Corona solară începe imediat după cromosferă și constă dintr-un gaz destul de rarefiat. Temperatura coroanei este de aproximativ un milion de kelvin. Mai mult, se ridică din cromosferă până la două milioane la o distanta de aproximativ 70000 km de la suprafața vizibilă a Soarelui, și apoi începe să scadă, ajungând la o sută de mii de grade lângă Pământ.
Datorită temperaturii uriașe, particulele se mișcă atât de repede încât atunci când se ciocnesc, electronii zboară din atomi, care încep să se miște ca particule libere. Ca urmare a acestui fapt, elementele ușoare își pierd complet toți electronii, astfel încât practic nu există atomi de hidrogen sau heliu în coroană, ci doar protoni și particule alfa. Elementele grele pierd până la 10-15 electroni exteriori. Din acest motiv, în coroana solară se observă linii spectrale neobișnuite, care pentru o lungă perioadă de timp nu au putut fi identificate cu elemente chimice cunoscute.
