Доклад: Солнечная атмосфера

Доклад: Солнечная атмосфера

Солнечная атмосфера.

Атмосфера Земная атмосфера — это воздух, ко­торым мы дышим, привычная нам

га­зовая оболочка Земли. Такие обо­лочки есть и у других планет. Звёзды

целиком состоят из газа, но их внеш­ние слои также именуют атмосферой. При

этом внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может

беспрепятственно, не погло­щаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее

пространство.

Фотосфера

Солнца начинается на 200—300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые

глубокие слои атмосферы называют фотосфе­рой. Поскольку их толщина

составля­ет не более одной трёхтысячной до­ли солнечного радиуса, фотосферу

иногда условно называют поверхно­стью Солнца.

Плотность газов в фотосфере при­мерно такая же, как в земной страто­сфере, и

в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фо­тосферы

уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях.

Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около

6000 К.

При таких условиях почти все мо­лекулы газа распадаются на отдель­ные атомы.

Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется отно­сительно немного

простейших моле­кул и радикалов типа Н2, ОН, СН.

Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в I земной природе

отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя

электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее

«холод­ном» слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода

отрицательно заряженных свободных электронов, которые доставляются легко

ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При

воз­никновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого

света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непро­зрачность

атмосферы с глубиной быстро растёт. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам

очень резким.

Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра — Узенькой

разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга. Впервые, поставив

призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскликнул:

«Спектрум!» (лат. spectrum — «виде­ние»). Позже в спектре Солнца

заметили тёмные линии и сочли их границами цветов. В 1815 г. немецкий физик

Йозеф Фраунгофер дал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре,

и их стали называть его именем. Оказалось, что фраунгоферовы линии

соответствуют эким участкам спектра, которые сильно поглощаются атомами

различных веществ (см. статью «Анализ Видимого света»). В телескоп с большим

увеличени­ем можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной

мелкими яркими зёрнышками — гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек.

Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков

газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных

слоях сравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она

больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во

внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы.

В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с

солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений

солнечной активности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на

Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают

концентрированные магнитные поля, в несколько раз более сильные, чем на

Земле. Ионизованная плазма — хороший проводник, она не может перемешиваться

поперёк линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких

местах перемешивание и подъём горячих газов снизу тормозится, и возникает

тёмная область — солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется

совсем чёрным, хотя в действи­тельности яркость его слабее только раз в

десять.

С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде

едва заметной точки — поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до

нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна как правило, состоят из

тёмной час­ти (ядра) и менее тёмной — полуте­ни, структура которой придаёт

пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы,

называемыми факелами или факель­ными полями.

Фотосфера постепенно перехо­дит в более разреженные внешние слои солнечной

атмосферы — хро­мосферу и корону.

ХРОМОСФЕРА

Хромосфера (греч. «сфера цвета») на­звана так за свою

красновато-фиоле­товую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений

как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что за­тмившего

Солнце. Хромосфера весь­ма неоднородна и состоит в основ­ном из продолговатых

вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура

этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в

сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы 10— 15 тыс. километров.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных

полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно

так же, как если бы это происходило в гигант­ской микроволновой печи.

Скорости тепловых движений частиц возраста­ют, учащаются столкновения между

ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится го­рячей

ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно

высокую температуру самых внешних слоев солнечной ат­мосферы, которые

расположены вы­ше хромосферы.

Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов — и не

дожидаясь затме­ний) над поверхностью Солнца мож­но наблюдать причудливой формы

«фонтаны», «облака», «воронки», «кус­ты», «арки» и прочие ярко светящие­ся

образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижны­ми или медленно

изменяющимися, окружёнными плавными изогнутыми струями, которые стекают в

хромосферу или вытекают из неё, под­нимаясь на десятки и сотни тысяч

километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосфе­ры —

протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой

атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска тёмными, длинными и

изогнутыми волокнами.

Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и Хромосфера.

Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными

верхними сло­ями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу

пото­му, что их вещество поддерживается магнитными полями активных обла­стей

Солнца.

Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский ас­троном Пьер

Жансен и его англий­ский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа

располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него

находится протубе­ранец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя

щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по

час­тям. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий,

главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других хи­мических

элементов тоже присутству­ют, но они намного слабее.

Некоторые протуберанцы, про­быв долгое время без заметных изме­нений,

внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в

секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто

меняется, что указывает на непрерывное движе­ние составляющих её газов.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях

атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся

обычно не­сколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях

во­дорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение

отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз.

Особенно сильно возрастает ультра­фиолетовое и рентгеновское излуче­ние:

порой его мощность в несколь­ко раз превышает общую мощность излучения Солнца в

этой коротковол­новой области спектра до вспышки.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки — всё это проявления

солнечной активности. С повышением активности число этих образований на

Солнце стано­вится больше.

Корона

В отличие от фотосферы и хромо­сферы самая внешняя часть атмосфе­ры Солнца —

корона — обладает огромной протяжённостью: она про­стирается на миллионы

километров, что соответствует нескольким сол­нечным радиусам, а её слабое

продол­жение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значитель­но

медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности

воздуха при подъёме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности

Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы его атмосфера не

должна быть высокой. В действительности она необы­чайно обширна.

Следовательно, име­ются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца.

Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в

ко­роне, разогретой до температуры 1 — 2 млн градусов!

Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного за­тмения.

Правда, за те несколько ми­нут, что она длится, очень трудно за­рисовать не

только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз на­блюдателя едва

лишь начинает при­выкать к внезапно наступившим су­меркам, а появившийся из-

за края Луны яркий луч Солнца уже возвеща­ет о конце затмения. Поэтому часто

зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того

же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точ­но определить её цвет.

Изобретение фотографии дало ас­трономам объективный и докумен­тальный метод

исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том,

что ближай­шая к Солнцу её часть, так называемая внутренняя корона,

сравнительно яркая, в то время как далеко прости­рающаяся внешняя корона

представ­ляется очень бледным сиянием. Поэ­тому если на фотографиях хорошо

видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках,

где просматриваются дета­ли внутренней короны, внешняя со­вершенно незаметна.

Чтобы преодо­леть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить

сразу несколько снимков короны — с боль­шими и маленькими выдержками. Или же

корону фотографируют, по­мещая перед фотопластиной специ­альный «радиальный»

фильтр, ослаб­ляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На

такихснимках её структуру можно просле­дить до расстояний во много солнеч­ных

радиусов.

Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое

количество деталей: корональные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие

сложные образова­ния, чётко связанные с активными об­ластями.

Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи

имеют самую разнооб­разную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают

лучи пря­мые, а иногда они сильно изогнуты.

Ещё в 1897 г. пулковский астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил, что

общий вид солнечной короны пе­риодически меняется. Оказалось, что это связано

с 11 -летним циклом сол­нечной активности.

С 11 -летним периодом меняется как общая яркость, так и форма сол­нечной

короны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравни­тельно округлую

форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как

у сол­нечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало,

корональные лучи образуются лишь в эк­ваториальных и средних широтах. Форма

короны становится вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи,

так называемые по­лярные щёточки. При этом общая яркость короны уменьшается.

Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным

перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного об­разования

пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на

широтах 30—40°. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору.

Тщательные исследования позволи­ли установить, что между структурой короны и

отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует опре­делённая связь.

Например, над пятна­ми и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые

корональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании

корональных лучей яр­кость хромосферы увеличивается. Та­кую её область

называют обычно возбуждённой. Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённых

областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования.

Проту­беранцы также часто бывают окруже­ны оболочками из корональной

ма­терии.

Корона оказалась уникальной ес­тественной лабораторией, в которой можно

наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Зем­ле условиях.

На рубеже XIX—XX столетий, когда физика плазмы фактически ещё не

су­ществовала, наблюдаемые особенно­сти короны представлялись необъяс­нимой

загадкой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его

свет отражается зеркалом. При этом, однако, во внутренней ко­роне совсем

исчезают характерные для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь

появляются далеко от края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабые.

Кроме того, свет короны поляризован: плос­кости, в которых колеблются

световые волны, располагаются в основном ка­сательно к солнечному диску.

С удале­нием от Солнца доля поляризованных лучей сначала увеличивается (почти

до 50%), а затем уменьшается. Нако­нец, в спектре короны появляются яр­кие

эмиссионные линии, которые почти до середины XX в. не удавалось отождествить

ни с одним из извест­ных химических элементов.

Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны — высокая

температура сильно разре­женного газа. При температуре свыше1 млн градусов

средние скорости ато­мов водорода превышают 100 км/с, а у свободных

электронов они ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, не­смотря на сильную

разреженность вещества (всего 100 млн частиц в 1 см3, что в 100 млрд раз

разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно ча­сты столкновения атомов,

особенно с электронами. Силы электронных уда­ров так велики, что атомы лёгких

элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них

остаются лишь «голые» атомные ядра. Более тяжёлые элементы сохра­няют самые

глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высо­кой степени

ионизации.

Итак, корональный газ — это высокоионизованная плазма; она со­стоит из

множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и

чуть боль­шего количества свободных элект­ронов, возникших при ионизации

атомов водорода (по одному элект­рону), гелия (по два электрона) и бо­лее

тяжёлых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные

электроны, его часто на­зывают электронным газом, хотя при этом

подразумевается наличие такого количества положительных ионов, которое

полностью обеспе­чивало бы нейтральность плазмы в целом.

Белый цвет короны объясняется рассеянием обычного солнечного света на

свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии:

колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направле­ние рассеиваемого

света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены

необычным излучением высокоионизованных атомов железа, аргона, никеля кальция

и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения.

Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеянием на пылевых

частицах которые постоянно присутствуют межзвёздной среде. А отсутствие линий

во внутренней короне связан с тем, что

при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все световые кванты

испытывают стол значительные изменения частот, чи даже сильные фраунгоферовы

лини солнечного спектра полностью «замываются».

Итак, корона Солнца — сама внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и

самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам оказывается, она

простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока

плазмы - солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет

в среднем 400— 500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с. Распространяясь

далеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна,, солнечный ветер образует гигантскую

гелиосферу, граничащую с ещё более разреженной межзвёздной средой.

Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от

её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля. Через

корону солнечная активность влияет 1 многие процессы, происходящие 1 Земле

(геофизические явления).