Структура на Слънцето
1 – ядро, 2 – зона на радиационно равновесие, 3 – конвективна зона, 4 – фотосфера, 5 – хромосфера, 6 – корона, 7 – петна, 8 – гранулация, 9 – протуберанец
Вътрешна структура на Слънцето. Ядро
Централната част на Слънцето с радиус около 150 000 km (0,2 - 0,25 слънчеви радиуса), в която протичат термоядрени реакции, се нарича слънчево ядро.
Плътността на веществото в ядрото е приблизително 150 000 kg/m³ (150 пъти по-висока от плътността на водата и ~6,6 пъти по-висока от плътността на най-тежкия метал на Земята – иридий), а температурата в центъра на ядрото е повече от 14 милиона K.
защото Най-високите температури и плътности трябва да са в централните части на Слънцето; ядрените реакции и съпътстващото ги освобождаване на енергия протичат най-интензивно близо до самия център на Слънцето. В ядрото, заедно с протон-протонната реакция, въглеродният цикъл играе важна роля.
Само в резултат на реакцията протон-протон всяка секунда се превръщат в енергия 4,26 милиона тона материя, но тази стойност е незначителна спрямо масата на Слънцето - 2·1027 тона. Вътрешна структура на Слънцето.
Зона на радиационно равновесие
Когато се отдалечите от центъра на Слънцето, температурата и плътността стават по-ниски, освобождаването на енергия поради въглеродния цикъл бързо спира и до разстояние от 0,2–0,3 радиуса температурата става по-ниска от 5 милиона K, и плътността също спада значително. В резултат на това тук практически не се случват ядрени реакции. Тези слоеве предават навън само радиация, която се появява на по-големи дълбочини.
Показателно е, че вместо всеки погълнат квант с висока енергия, частиците, като правило, излъчват няколко кванта с по-ниска енергия в резултат на последователни каскадни преходи. Следователно вместо γ-кванти се появяват рентгенови лъчи, вместо рентгенови лъчи се появяват UV кванти, които от своя страна вече във външните слоеве са „раздробени“ на кванти на видимото и топлинното лъчение, накрая излъчвани от Слънцето .
Тази част от Слънцето, в която освобождаването на енергия поради ядрени реакции е незначително и процесът на пренос на енергия се осъществява само чрез поглъщане на радиация и последващо повторно излъчване, се нарича зона на радиационно равновесие. Заема площ от приблизително 0,3 до 0,7 слънчеви радиуса.
Конвективна зона
Над нивото на радиационното равновесие самото вещество започва да участва в преноса на енергия.
Директно под видимите външни слоеве на Слънцето, над около 0,3 от неговия радиус, се образува конвективна зона, в която енергията се пренася чрез конвекция.
В конвективната зона се получава вихрово смесване на плазмата. Според съвременните данни ролята на конвективната зона във физиката на слънчевите процеси е изключително голяма, тъй като именно в нея възникват различни движения на слънчевата материя и магнитни полета.
Структурата на слънчевата атмосфера. Фотосфера
Най-външните слоеве на Слънцето (слънчевата атмосфера) обикновено се разделят на фотосфера, хромосфера и корона.
Фотосферата е тази част от слънчевата атмосфера, в която се образува видима радиация, която има непрекъснат спектър. Така почти цялата слънчева енергия, идваща към нас, се излъчва във фотосферата. Фотосферата се вижда при директно наблюдение на Слънцето в бяла светлина под формата на неговата видима „повърхност“.
Дебелината на фотосферата, т.е. Дължината на слоевете, откъдето идват повече от 90% от радиацията във видимия диапазон, е под 200 км, т.е. около 3·10–4 Р. Както показват изчисленията, когато се наблюдават тангенциално към такива слоеве, тяхната видима дебелина намалява няколко пъти, в резултат на което, близо до самия ръб на слънчевия диск (крайник), най-бързият спад на яркостта се случва за период от по-малко от 10– 4 Р. Поради тази причина ръбът на Слънцето изглежда изключително остър. Концентрацията на частици във фотосферата е 1016-1017 на 1 cm3 (при нормални условия 1 cm3 земна атмосфера съдържа 2,71019 молекули). Налягането във фотосферата е около 0,1 atm, а температурата на фотосферата е 5000 - 7000 K.
При такива условия се йонизират атоми с йонизационни потенциали от няколко волта (Na, K, Ca). Останалите елементи, включително водородът, остават предимно в неутрално състояние.
Фотосферата е единствената област на неутрален водород на Слънцето. Въпреки това, в резултат на незначителна йонизация на водорода и почти пълна йонизация на металите, той все още съдържа свободни електрони. Тези електрони играят изключително важна роля: когато се комбинират с неутрални водородни атоми, те образуват отрицателни водородни йони H -
Отрицателните водородни йони се образуват в незначителни количества: от 100 милиона водородни атома средно само един се превръща в отрицателен йон.
H– йоните имат свойството необичайно силно да абсорбират радиация, особено в инфрачервената и видимата област на спектъра. Следователно, въпреки незначителната си концентрация, отрицателните водородни йони са основната причина, определяща поглъщането на радиация във видимата област на спектъра от фотосферното вещество. Връзката на втория електрон с атома е много слаба и следователно дори инфрачервените фотони могат да разрушат отрицателния водороден йон.
Радиацията възниква, когато електроните се улавят от неутрални атоми. Образува се при улавяне
фотоните определят светенето на фотосферите на Слънцето и звездите, близки до него по температура. По този начин, жълтеникав
Светлината на Слънцето, която обикновено се нарича „бяла“, възниква, когато към водороден атом се добави друг електрон.
Електронният афинитет на неутрален Н атом е 0,75 eV. Когато електрон се добави към Н атома ( д) с енергия, по-голяма от 0,75 eV, нейният излишък се отвежда от електромагнитно излъчване д+H → H– + ħ ω, значителна част от които попада във видимия диапазон.
Наблюденията на фотосферата разкриват нейната фина структура, напомняща на близко разположени купести облаци. Леките кръгли образувания се наричат гранули, а цялата структура се нарича гранулация. Ъгловите размери на гранулите средно са не повече от 1" дъга, което съответства на 725 km на Слънцето. Всяка отделна гранула съществува средно 5-10 минути, след което се разпада и на нейно място се появяват
Гранулите са заобиколени от тъмни пространства, образувайки клетки или пчелни пити. Спектралните линии в гранулите и в пространствата между тях са изместени съответно към синята и червената страна. Това означава, че веществото в гранулите се издига и около тях потъва. Скоростта на тези движения е 1–2 km/s.
Гранулацията е проява на конвективната зона, разположена под фотосферата, наблюдавана във фотосферата. В конвективната зона се извършва активно смесване на материята в резултат на издигане и падане на отделни газови маси (конвекционни елементи). След като са изминали път, приблизително равен на техния размер, те сякаш се разтварят в околната среда, пораждайки нови хетерогенности. Във външните, по-студени слоеве,
размерите на тези хетерогенности са по-малки
Хромосфера
Във външните слоеве на фотосферата, където плътността намалява до 3×10-8 g/cm3, температурата достига стойности под 4200 K. Тази стойност на температурата се оказва минималната за цялата слънчева атмосфера. В по-високите слоеве температурата започва отново да се повишава. Първо, има бавно повишаване на температурата до няколко десетки хиляди келвина, придружено от йонизация на водород и след това на хелий. Тази част от слънчевата атмосфера се нарича хромосфера.
Причината за такова силно нагряване на най-външните слоеве на слънчевата атмосфера е енергията на акустичните (звукови) вълни, които възникват във фотосферата в резултат на движението на конвекционните елементи.
В най-горните слоеве на конвективната зона, непосредствено под фотосферата, конвективните движения рязко се забавят и конвекцията внезапно спира. По този начин фотосферата отдолу е постоянно, сякаш „бомбардирана“ от конвективни елементи. От тези въздействия в нея възникват смущения, наблюдавани под формата на гранули, а самата тя започва да трепти с период, съответстващ на честотата на собствените трептения на фотосферата (около 5 минути). Тези вибрации и смущения, които възникват във фотосферата, генерират в нея вълни, близки по природа до звуковите вълни във въздуха. При разпространение нагоре, т.е. в слоеве с по-ниска плътност, тези вълни увеличават амплитудата си до няколко километра и се превръщат в
ударни вълни.
Дължината на хромосферата е няколко хиляди километра. Хромосферата има емисионен спектър, състоящ се от ярки линии. Този спектър е много подобен на спектъра на Слънцето, в който всички абсорбционни линии са заменени с емисионни линии и почти няма непрекъснат спектър. В спектъра на хромосферата обаче линиите на йонизираните елементи са по-силни, отколкото в спектъра на фотосферата. По-специално, хелиевите линии са много силни в спектъра на хромосферата, докато в спектъра на Фраунхофер те са практически невидими. Тези спектрални характеристики потвърждават повишаване на температурата в хромосферата.
При изучаване на изображения на хромосферата първото нещо, което привлича вниманието, е нейната нехомогенна структура, която е много по-изразена от гранулацията във фотосферата.
Най-малките структурни образувания в хромосферата се наричат спикули. Имат продълговата форма, като са удължени предимно в радиална посока. Дължината им е няколко хиляди километра, а дебелината им е около 1000 километра. При скорости от няколко десетки km/s спикулите се издигат от хромосферата в короната и се разтварят в нея.
Чрез спикулите веществото на хромосферата се обменя с надлежащата корона.
На Слънцето съществуват стотици хиляди спикули едновременно.
Спикулите от своя страна образуват по-голяма структура, наречена хромосферна мрежа, генерирана от вълнови движения, причинени от много по-големи и по-дълбоки елементи
субфотосферна конвективна зона, отколкото гранули.
Хромосферната мрежа се вижда най-добре в изображения със силни линии в далечната UV област на спектъра,
например в резонансната линия 304 Å на йонизиран хелий.
Хромосферната мрежа се състои от отделни клетки с размери от 30 до 60 хиляди км.
Корона
В горните слоеве на хромосферата, където плътността на газа е само 10–15 g/cm3, настъпва друго необичайно рязко повишаване на температурата до около милион келвина. Тук започва най-външната и тънка част от слънчевата атмосфера, наречена слънчева корона.
Яркостта на слънчевата корона е милион пъти по-малка от фотосферата и не надвишава яркостта на Луната при пълнолуние. Следователно слънчевата корона може да се наблюдава по време на пълната фаза на слънчевите затъмнения, а извън затъмненията - с помощта на специални телескопи (коронографи), в които се организира изкуствено слънчево затъмнение.
Короната няма остри очертания и има неправилна форма, която се променя значително с времето. Това може да се прецени чрез сравняване на неговите изображения, получени по време на различни затъмнения. Най-ярката част от короната, разположена на не повече от 0,2-0,3 слънчеви радиуса от крайника, обикновено се нарича вътрешна корона, а останалата, много удължена част, е външната корона. Важна характеристика на короната е нейната лъчиста структура. Лъчите идват с различни дължини до дузина или повече слънчеви радиуси. В основата лъчите обикновено се удебеляват, някои от тях се огъват към съседните.
Спектърът на короната има редица важни характеристики. Базира се на слаб непрекъснат фон с енергийно разпределение, което повтаря енергийното разпределение в непрекъснатия спектър на Слънцето. На този фон
непрекъснат спектър, във вътрешната корона се наблюдават ярки емисионни линии, чийто интензитет намалява с отдалечаване от Слънцето. Повечето от тези линии не могат да бъдат получени в лабораторни спектри. Във външната корона се наблюдават Фраунхоферови линии на слънчевия спектър, които се различават от фотосферните линии по относително по-високия си остатъчен интензитет.
Коронното лъчение е поляризирано и на разстояние около 0,5 Рот ръба на Слънцето поляризацията нараства до приблизително 50%, а на по-големи разстояния отново намалява.__
Коронното лъчение е разсеяна светлина от фотосферата и поляризацията на това лъчение позволява да се установи природата на частиците, върху които се получава разсейване - това са свободни електрони.
Появата на тези свободни електрони може да бъде причинена само от йонизацията на веществото. Като цяло обаче йонизираният газ (плазма) трябва да бъде неутрален. Следователно концентрацията на йони в короната също трябва да съответства на концентрацията на електрони.
Емисионните линии на слънчевата корона принадлежат на обикновени химични елементи, но в много високи степени на йонизация. Най-интензивната - зелена коронална линия с дължина на вълната 5303 Å - се излъчва от йона Fe XIV, т.е. железен атом без 13 електрона. Друга интензивна - червената коронална линия (6374 Å) - принадлежи на атомите на деветкратно йонизираното желязо Fe X. Останалите емисионни линии се идентифицират с йоните Fe XI, Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Ca XII , Ca XV, Ar X и др.
Така слънчевата корона е разредена плазма с температура около милион келвина.
Зодиакална светлина и противоизлъчване
Сияние, подобно на „фалшивата корона“, може да се наблюдава и на големи разстояния от Слънцето
форма на зодиакална светлина.
Зодиакалната светлина се наблюдава в тъмни безлунни нощи през пролетта и есента в южните ширини скоро
след залез слънце или малко преди изгрев слънце. По това време еклиптиката се издига високо над хоризонта и светла ивица, минаваща по нея, става забележима. Когато се приближи до Слънцето, което е под хоризонта, сиянието се засилва и ивицата се разширява, образувайки триъгълник. Яркостта му постепенно намалява с увеличаване на разстоянието от Слънцето.
В областта на небето, противоположна на Слънцето, яркостта на зодиакалната светлина се увеличава леко, образувайки елипсовидно мъгляво петно с диаметър около 10º, което се нарича антирадианс. Контра-блясък
причинени от отразяването на слънчевата светлина от космическия прах.
слънчев вятър
Слънчевата корона има динамично продължение далеч отвъд орбитата на Земята до разстояния от порядъка на 100 AU.
Има постоянно изтичане на плазма от слънчевата корона със скорост, която постепенно нараства с отдалечаване от Слънцето. Това разширяване на слънчевата корона в междупланетното пространство се нарича слънчев вятър.
Поради слънчевия вятър Слънцето губи около 1 милион тона материя всяка секунда. Слънчевият вятър се състои основно от електрони, протони и хелиеви ядра (алфа частици); ядрата на други елементи и неутралните частици се съдържат в много малки количества.
Слънчевият вятър (потокът от частици – протони, електрони и др.) често се бърка с ефекта на налягането на слънчевата светлина (потокът от фотони). Налягането на слънчевата светлина в момента е няколко хиляди пъти по-голямо от налягането на слънчевия вятър. Опашките на кометите, винаги насочени в обратна посока от Слънцето, също се образуват поради натиска на светлината, а не поради слънчевия вятър.
38. Активни образувания в слънчевата атмосфера: петна, факули, флокули, хромосферни факели, протуберанци. Цикличност на слънчевата активност.
Активни образувания в слънчевата атмосфера
От време на време в слънчевата атмосфера се появяват бързо променящи се активни образувания, рязко различни от околните необезпокоявани области, чиито свойства и структура не се променят изобщо или почти напълно с времето. Във фотосферата, хромосферата и короната проявите на слънчевата активност са много различни. Всички те обаче са свързани с обща причина. Тази причина винаги е магнитното поле
присъства в активни региони.
Произходът и причината за промените в магнитните полета на Слънцето не са напълно изяснени. Магнитните полета могат да бъдат концентрирани във всеки слой на Слънцето (например в основата на конвективната зона), а периодичните увеличения на магнитните полета могат да бъдат причинени от допълнителни възбуждания на токове в слънчевата плазма.
Най-честите прояви на слънчевата активност са петна, факули, флокули и изпъкналости.
Слънчеви петна
Най-известното проявление на слънчевата активност са слънчевите петна, които обикновено се появяват в цели групи.
Слънчевото петно изглежда като малка пора, едва различима от тъмните пространства между гранулите. След един ден пората се развива в кръгло тъмно петно с рязка граница, чийто диаметър постепенно се увеличава до размер от няколко десетки хиляди км. Това явление е придружено от постепенно увеличаване на силата на магнитното поле, което в центъра на големи петна достига няколко хиляди ерстеда. Големината на магнитното поле се определя от Зеемановото разделяне на спектралните линии.
Понякога се появяват няколко малки петна в рамките на малка площ, удължена успоредно на екватора - група от петна. Отделни петна се появяват предимно в западните и източните краища на ареала, където дъното на петното - водещото (западното) и опашката (източното) - се развиват по-силно от останалите. Магнитните полета както на основните слънчеви петна, така и на малките, съседни на тях, винаги имат противоположна полярност и затова такава група слънчеви петна се нарича биполярна
3-4 дни след появата на големи петна около тях се появява по-малко тъмна полусянка с характерна радиална структура. Полусянката заобикаля централната част на слънчевото петно, наречена умбра.
С течение на времето площта, заета от група петна, постепенно се увеличава, достигайки своя максимум
стойности приблизително на десетия ден. След това петната започват постепенно да намаляват и изчезват, първо най-малките от тях, след това опашката (разпаднала се преди това на няколко петна) и накрая водещата.
Като цяло целият този процес продължава около два месеца, но много групи слънчеви петна нямат време за това
преминават през всички описани етапи и изчезват по-рано.
Централната част на петното изглежда само черна поради високата яркост на фотосферата. Всъщност в центъра
Яркостта на петната е само с порядък по-малка, а яркостта на полусянката е приблизително 3/4 от яркостта на фотосферата. Въз основа на закона на Стефан-Болцман това означава, че температурата в слънчевото петно е с 2–2,5 хиляди K по-ниска от тази във фотосферата.
Намаляването на температурата в слънчевото петно се обяснява с влиянието на магнитното поле върху конвекцията. Силното магнитно поле възпрепятства движението на материята през силовите линии. Следователно в конвективната зона под слънчевото петно циркулацията на газовете, която пренася значителна част от енергията от дълбините навън, е отслабена. В резултат на това температурата на петното се оказва по-ниска, отколкото в необезпокояваната фотосфера.
Голямата концентрация на магнитното поле в сянката на водещите и опашните слънчеви петна предполага, че основната част от магнитния поток на активната област на Слънцето се съдържа в гигантска тръба от линии на полето, излизащи от сянката на слънчевото петно със северна полярност и навлизайки обратно в слънчевото петно с южната полярност.
Въпреки това, поради високата проводимост на слънчевата плазма и феномена на самоиндукция, магнитни полета със сила от няколко хиляди ерстеда не могат нито да възникнат, нито да изчезнат в рамките на няколко дни, съответстващи на времето на появата и разпадането на група слънчеви петна.
Така може да се предположи, че магнитните тръби се намират някъде в конвективната зона и появата на групи слънчеви петна е свързана с плаването на такива тръби.
факли
В необезпокояваните области на фотосферата има само общо магнитно поле на Слънцето, чиято сила е около 1 О. В активните области силата на магнитното поле се увеличава стотици и дори хиляди пъти.
Леко увеличаване на магнитното поле до десетки и стотици Oe се придружава от появата във фотосферата на по-ярка област, наречена факла. Общо факулите могат да заемат значителна част от цялата видима повърхност на Слънцето. Имат характерна фина структура и се състоят от многобройни жилки, светли точки и нодули - факелни гранули.
Най-добре се виждат факулите по ръба на слънчевия диск (тук контрастът им с фотосферата е около 10%), докато в центъра са почти напълно невидими. Това означава, че на някакво ниво във фотосферата шлейфът е по-горещ от съседния ненарушен регион с 200–300 K и като цяло леко изпъква над нивото
необезпокоявана фотосфера.
Появата на факла е свързана с важно свойство на магнитното поле - предотвратява движението на йонизирана материя, възникващо през силовите линии. Ако магнитното поле има достатъчно висока енергия, то „позволява“ движението на материята само по силовите линии.
Слабото магнитно поле в областта на шлейфа не може да спре относително мощни конвективни движения. Въпреки това може да им придаде по-правилен характер. Обикновено всеки елемент на конвекция, в допълнение към общото издигане или спадане във вертикала, прави малки произволни движения в хоризонталната равнина. Тези движения, които водят до триене между отделните елементи на конвекция, се възпрепятстват от магнитното поле, присъстващо в областта на шлейфа, което улеснява конвекцията и позволява на горещите газове да се издигнат на по-голяма височина и да пренесат по-голям поток от енергия. По този начин появата на струята е свързана с повишена конвекция, причинена от слабо магнитно поле.
Факлите са относително стабилни образувания. Те могат да съществуват няколко седмици или дори месеци без особена промяна.
Флокули
Хромосферата над слънчевите петна и факулите увеличава своята яркост, а контрастът между нарушената и ненарушената хромосфера се увеличава с височината. Тези по-ярки области на хромосферата се наричат флокули. Увеличаването на яркостта на флокула в сравнение със заобикалящата ненарушена хромосфера не дава основание за определяне на нейната температура, тъй като в разредена и много прозрачна хромосфера за непрекъснат спектър връзката между температура и радиация не се подчинява на Планк и Стефан- Закони на Болцман.
Увеличаването на яркостта на флокулата в централните части може да се обясни с увеличаване на плътността на материята в хромосферата 3–5 пъти при почти постоянна стойност на температурата или с леко увеличение. Слънчеви изригвания
В хромосферата и короната, най-често в малък регион между развиващите се слънчеви петна, особено близо до границата на полярността на силните магнитни полета, се наблюдават най-мощните и бързо развиващи се прояви на слънчева активност, наречени слънчеви изригвания.
В началото на пламъка яркостта на един от светлите възли на флокулуса внезапно се увеличава. Често за по-малко от минута силна радиация се разпространява по дълго въже или наводнява цяла територия с дължина десетки хиляди километри.
Във видимата област на спектъра увеличаването на луминесценцията се проявява главно в спектралните линии на водород, йонизиран калций и други метали. Нивото на непрекъснатия спектър също се увеличава, понякога толкова много, че светкавицата става видима в бяла светлина на фона на фотосферата. Едновременно с видимата радиация силно нараства интензитетът на ултравиолетовите и рентгеновите лъчи, както и мощността на слънчевото радиоизлъчване.
По време на изригвания се наблюдават най-късите дължини на вълната (т.е. „най-твърдите“) рентгенови спектрални линии и дори, в някои случаи, γ-лъчи. Избухването на всички тези видове радиация става за няколко минути. След достигане на максимума нивото на радиация постепенно отслабва в продължение на няколко десетки минути.
Всички тези явления се обясняват с освобождаването на голямо количество енергия от нестабилна плазма, разположена в областта на силно нехомогенно магнитно поле. В резултат на взаимодействието на магнитното поле и плазмата значителна част от енергията на магнитното поле се превръща в топлина, нагрявайки газа до температура от десетки милиони келвини, а също така отива за ускоряване на плазмени облаци.
Едновременно с ускоряването на макроскопичните плазмени облаци, относителните движения на плазмата и магнитните полета водят до ускоряване на отделни частици до високи енергии: електрони до десетки keV и протони до десетки MeV.
Потокът от такива слънчеви частици оказва значително влияние върху горните слоеве на земната атмосфера и нейното магнитно поле.
Изпъкналости
Активните образувания, наблюдавани в короната, са изпъкналости. В сравнение със заобикалящата плазма, това са по-плътни и „по-студени“ облаци, светещи в приблизително същите спектрални линии като хромосферата.
Изпъкналостите се предлагат в много различни форми и размери. Най-често това са дълги, много плоски образувания, разположени почти перпендикулярно на повърхността на Слънцето. Следователно, когато се проектират върху слънчевия диск, изпъкналостите изглеждат като извити нишки.
Протуберанциите са най-големите образувания в слънчевата атмосфера, чиято дължина достига стотици хиляди км, но ширината им не надвишава 6000–10 000 км. Долните им части се сливат с хромосферата, а горните им се простират на десетки хиляди км. Има обаче изпъкналости с много по-големи размери.
Обменът на материя между хромосферата и короната непрекъснато се извършва чрез изпъкналостите. Това се доказва от често наблюдаваните движения както на самите протуберанци, така и на отделните им части, протичащи със скорости от десетки и стотици km/s.
Появата, развитието и движението на изпъкналости е тясно свързано с еволюцията на групите слънчеви петна. В първите етапи на развитие на активната област се образуват краткотрайни и бързо променящи се слънчеви петна.
изпъкналости в близост до слънчеви петна. На по-късните етапи се появяват стабилни тихи изпъкналости, които съществуват без забележими промени в продължение на няколко седмици и дори месеци, след което внезапно може да настъпи етап на активиране на изпъкналостта, изразяващ се в появата на силни движения, изхвърляне на материя в короната и появата на на бързо движещи се еруптивни издатини.
Еруптивните или еруптивните приличат на огромни фонтани на външен вид, достигащи височини до 1,7 милиона км над повърхността на Слънцето. Движенията на съсиреците на материята в тях се случват бързо; изригват със скорост стотици km/s и променят формата си доста бързо. С увеличаване на надморската височина, изпъкналостта отслабва и се разсейва. В някои издатини се наблюдават резки промени в скоростта на движение на отделни бучки. Еруптивните изпъкналости са краткотрайни.
Слънчева активност
Всички разглеждани активни образувания в слънчевата атмосфера са тясно свързани помежду си.
Появата на пламъци и флокули винаги предшества появата на петна.
Избухванията възникват при най-бързия растеж на група слънчеви петна или в резултат на силни промени, настъпващи в тях.
В същото време се появяват издатини, които често продължават да съществуват дълго време след колапса на активния регион.
Съвкупността от всички прояви на слънчева активност, свързани с дадена част от атмосферата и развиващи се за определено време, се нарича център на слънчевата активност.
Броят на слънчевите петна и други свързани прояви на слънчевата активност се променя периодично. Ерата, когато броят на центровете на активност е най-голям, се нарича максимум на слънчевата активност, а когато липсват или почти липсват, се нарича минимум.
Като мярка за степента на слънчева активност, т.нар. Числата на вълците, пропорционални на сумата от общия брой петна fи десет пъти броя на техните групи ж: У= к(f+ 10ж).
Фактор на пропорционалност кзависи от мощността на използвания инструмент. Обикновено числата на Wolf са осреднени (например за месеци или години) и графика на зависимостта на слънчевата активност от
Кривата на слънчевата активност показва, че максимумите и минимумите се редуват средно на всеки 11 години, въпреки че интервалите от време между отделните последователни максимуми може
варират от 7 до 17 години.
По време на минималния период обикновено няма петна на Слънцето за известно време. След това започват да се появяват далеч от екватора, на приблизително ±35° ширина. Впоследствие зоната на петнообразуване постепенно се спуска към екватора. Въпреки това, в райони на по-малко от 8° от екватора петната са много редки.
Важна характеристика на цикъла на слънчевата активност е законът за промените в магнитната полярност на слънчевите петна. По време на всеки 11-годишен цикъл всички водещи петна на биполярни групи имат известна полярност в северното полукълбо и противоположна в южното полукълбо. Същото важи и за опашните петна, в които полярността винаги е обратна на тази на водещото петно. В следващия цикъл полярността на водещите и опашните петна се обръща. В същото време се променя полярността на общото магнитно поле на Слънцето, чиито полюси са разположени близо до полюсите на въртене.
Много други характеристики също имат единадесетгодишна цикличност: делът на площта на Слънцето, заета от факули и флокули, честотата на изригванията, броят на изпъкналостите, както и формата на короната и
слънчева вятърна енергия.
Цикличността на слънчевата активност е един от най-важните проблеми на съвременната слънчева физика, който все още не е напълно разрешен.
атмосфера
Земната атмосфера е въздухът, който дишаме, газовата обвивка на Земята, която ни е позната. Други планети също имат такива черупки. Звездите са направени изцяло от газ, но техните външни слоеве също се наричат атмосфери. В този случай тези слоеве, от които поне част от радиацията може свободно да излезе в околното пространство, без да се абсорбира от горните слоеве, се считат за външни.
Фотосфера
Фотосферата на Слънцето започва на 200-300 км по-дълбоко от видимия ръб на слънчевия диск. Тези най-дълбоки слоеве на атмосферата се наричат фотосфера. Тъй като тяхната дебелина е не повече от една трихилядна от слънчевия радиус, фотосферата понякога условно се нарича повърхност на Слънцето.
Плътността на газовете във фотосферата е приблизително същата като в стратосферата на Земята и стотици пъти по-малка, отколкото на повърхността на Земята. Температурата на фотосферата намалява от 8000 K на дълбочина 300 km до 4000 K в най-горните слоеве. Температурата на средния слой, излъчването от което възприемаме, е около 6000 K.
При такива условия почти всички газови молекули се разпадат на отделни атоми. Само в най-горните слоеве на фотосферата се запазват сравнително малко прости молекули и радикали от типа H 2, OH и CH.
Особена роля в слънчевата атмосфера играе отрицателният водороден йон, който не се среща в земната природа, който е протон с два електрона. Това необичайно съединение се среща в тънкия външен, „най-студен“ слой на фотосферата, когато отрицателно заредени свободни електрони, които се доставят от лесно йонизирани атоми на калций, натрий, магнезий, желязо и други метали, се „залепват“ за неутрални водородни атоми. Когато се генерират, отрицателните водородни йони излъчват по-голямата част от видимата светлина. Йоните лакомо поглъщат същата тази светлина, поради което непрозрачността на атмосферата бързо нараства с дълбочината. Следователно видимият ръб на Слънцето ни изглежда много остър.
Почти цялото ни познание за Слънцето се основава на изучаването на неговия спектър - тясна многоцветна ивица със същата природа като дъгата. За първи път, поставяйки призма на пътя на слънчев лъч, Нютон получи такава ивица и възкликна:
"Спектър!" (Латински спектър - „зрение“). По-късно в спектъра на Слънцето се забелязват тъмни линии, които се считат за граници на цветовете. През 1815 г. немският физик Йозеф Фраунхофер дава първото подробно описание на такива линии в слънчевия спектър и те започват да се наричат на негово име. Оказа се, че линиите на Фраунхофер съответстват на определени части от спектъра, които се абсорбират силно от атоми на различни вещества (вижте статията „Анализ на видимата светлина“). В телескоп с голямо увеличение можете да наблюдавате фините детайли на фотосферата: всичко изглежда осеяно с малки ярки зърна - гранули, разделени от мрежа от тесни тъмни пътеки. Гранулирането е резултат от смесването на по-топлите газови потоци, които се издигат и по-студените, които се спускат. Температурната разлика между тях във външните слоеве е относително малка (200-300 K), но по-дълбоко, в конвективната зона, тя е по-голяма и смесването става много по-интензивно. Конвекцията във външните слоеве на Слънцето играе огромна роля при определянето на цялостната структура на атмосферата.
В крайна сметка именно конвекцията, в резултат на сложно взаимодействие със слънчевите магнитни полета, е причината за всички разнообразни прояви на слънчевата активност. Магнитните полета участват във всички процеси на Слънцето. Понякога концентрирани магнитни полета възникват в малка област от слънчевата атмосфера, няколко пъти по-силни, отколкото на Земята. Йонизираната плазма е добър проводник; тя не може да се смесва през линиите на магнитна индукция на силно магнитно поле. Следователно на такива места се възпрепятства смесването и издигането на горещи газове отдолу и се появява тъмна област - слънчево петно. На фона на ослепителната фотосфера той изглежда напълно черен, въпреки че в действителност яркостта му е само десет пъти по-слаба.
С течение на времето размерът и формата на петната се променят значително. Появявайки се под формата на едва забележима точка - пора, петното постепенно увеличава размера си до няколко десетки хиляди километра. Големите петна, като правило, се състоят от тъмна част (ядро) и по-малко тъмна част - полусянка, чиято структура придава на петното вид на вихър. Петната са заобиколени от по-ярки области на фотосферата, наречени факули или факелни полета.
Фотосферата постепенно преминава в по-разредените външни слоеве на слънчевата атмосфера - хромосферата и короната.
Хромосфера
Хромосферата (на гръцки: „сфера от цвят“) е наречена така заради червеникаво-виолетовия си цвят. Вижда се по време на пълно слънчево затъмнение като накъсан ярък пръстен около черния диск на Луната, който току-що е засенчил Слънцето. Хромосферата е много разнородна и се състои главно от удължени удължени езици (спикули), които й придават вид на горяща трева. Температурата на тези хромосферни струи е два до три пъти по-висока от тази във фотосферата, а плътността е стотици хиляди пъти по-малка. Общата дължина на хромосферата е 10-15 хиляди километра.
Повишаването на температурата в хромосферата се обяснява с разпространението на вълни и магнитни полета, проникващи в нея от конвективната зона. Веществото се нагрява почти по същия начин, както ако е в гигантска микровълнова фурна. Скоростта на топлинното движение на частиците се увеличава, сблъсъците между тях стават по-чести и атомите губят своите външни електрони: веществото се превръща в гореща йонизирана плазма. Същите тези физически процеси също поддържат необичайно високата температура на най-външните слоеве на слънчевата атмосфера, които се намират над хромосферата.
Често по време на затъмнения (и с помощта на специални спектрални инструменти - и без да се чакат затъмненията) над повърхността на Слънцето могат да се наблюдават причудливи по форма "фонтани", "облаци", "фунии", "храсти", "арки" и други ярко светещи образувания от хромосферните вещества. Те могат да бъдат неподвижни или бавно променящи се, заобиколени от гладки извити струи, които се вливат във или извън хромосферата, издигайки се на десетки и стотици хиляди километри. Това са най-амбициозните образувания на слънчевата атмосфера – протуберанци. Когато се наблюдават в червената спектрална линия, излъчвана от водородни атоми, те изглеждат на фона на слънчевия диск като тъмни, дълги и извити нишки.
Изпъкналостите имат приблизително същата плътност и температура като хромосферата. Но те са над него и са заобиколени от по-високи, силно разредени горни слоеве на слънчевата атмосфера. Протуберанциите не попадат в хромосферата, защото тяхната материя се поддържа от магнитните полета на активните области на Слънцето.
За първи път спектърът на изпъкналост извън затъмнение е наблюдаван от френския астроном Пиер Янсен и английския му колега Джоузеф Локиър през 1868 г. Процепът на спектроскопа е разположен така, че да пресича ръба на Слънцето и ако протуберанецът е разположен близо до него, тогава може да се види неговият радиационен спектър. Чрез насочване на процепа към различни части на изпъкналостта или хромосферата е възможно да ги изучавате на части. Спектърът на протуберанциите, подобно на хромосферата, се състои от ярки линии, главно водород, хелий и калций. Емисионни линии от други химични елементи също присъстват, но те са много по-слаби.
Някои изпъкналости, останали дълго време без забележими промени, внезапно изглежда експлодират и материята им се изхвърля в междупланетното пространство със скорост стотици километри в секунда. Външният вид на хромосферата също се променя често, което показва непрекъснатото движение на съставните й газове.
Понякога нещо подобно на експлозии се случва в много малки области от слънчевата атмосфера. Това са така наречените хромосферни изригвания. Обикновено продължават няколко десетки минути. По време на изригвания в спектралните линии на водород, хелий, йонизиран калций и някои други елементи блясъкът на отделен участък от хромосферата внезапно се увеличава десетки пъти. Особено силно нараства ултравиолетовото и рентгеновото лъчение: понякога неговата мощност е няколко пъти по-висока от общата мощност на излъчване на Слънцето в тази късовълнова област на спектъра преди изригването.
Петна, факли, протуберанци, хромосферни изригвания - всичко това са прояви на слънчева активност. С увеличаване на активността броят на тези образувания на Слънцето се увеличава.
Корона
За разлика от фотосферата и хромосферата, най-външната част на слънчевата атмосфера - короната - има огромна степен: тя се простира на милиони километри, което съответства на няколко слънчеви радиуса, а слабото й разширение стига дори по-далеч.
Плътността на материята в слънчевата корона намалява с височина много по-бавно от плътността на въздуха в земната атмосфера. Намаляването на плътността на въздуха при издигането му се определя от гравитацията на Земята. На повърхността на Слънцето силата на гравитацията е много по-голяма и изглежда, че атмосферата му не трябва да е висока. В действителност тя е изключително обширна. Следователно има някои сили, които действат срещу привличането на Слънцето. Тези сили са свързани с огромните скорости на движение на атомите и електроните в короната, нагрята до температура от 1 - 2 милиона градуса!
Короната се наблюдава най-добре по време на пълната фаза на слънчевото затъмнение. Вярно е, че за няколко минути, които продължават, е много трудно да се скицират не само отделни детайли, но дори и общият вид на короната. Окото на наблюдателя едва започва да свиква с внезапния здрач и ярък слънчев лъч, излизащ иззад ръба на Луната, вече обявява края на затъмнението. Следователно скиците на короната, направени от опитни наблюдатели по време на едно и също затъмнение, често са много различни. Дори не беше възможно точно да се определи цветът му.
Изобретяването на фотографията даде на астрономите обективен и документален метод на изследване. Получаването на добър изстрел на короната обаче също не е лесно. Факт е, че най-близката му част до Слънцето, така наречената вътрешна корона, е сравнително ярка, докато далечната външна корона изглежда като много бледо сияние. Следователно, ако външната корона се вижда ясно на снимките, вътрешната се оказва преекспонирана, а на снимки, където се виждат детайлите на вътрешната корона, външната е напълно невидима. За да преодолеят тази трудност, по време на затъмнение обикновено се опитват да направят няколко снимки на короната наведнъж - с дълги и къси скорости на затвора. Или короната се снима чрез поставяне на специален „радиален” филтър пред фотографската плака, който отслабва пръстеновидните зони на ярките вътрешни части на короната. В такива снимки неговата структура може да бъде проследена до разстояния от много слънчеви радиуси.
Въпроси по програмата:
Химичен състав на слънчевата атмосфера;
Въртене на Слънцето;
Потъмняване на слънчевия диск към ръба;
Външни слоеве на слънчевата атмосфера: хромосфера и корона;
Радио и рентгеново лъчение от Слънцето.
Резюме:
Химичен състав на слънчевата атмосфера;
Във видимата област слънчевата радиация има непрекъснат спектър, срещу който се забелязват няколко десетки хиляди тъмни абсорбционни линии, т.нар. Фраунхофер. Непрекъснатият спектър достига най-голям интензитет в синьо-зелената част, при дължини на вълните 4300 - 5000 A. От двете страни на максимума интензитетът на спектъра намалява.
Извънатмосферните наблюдения показват, че Слънцето излъчва радиация в невидимите късовълнови и дълговълнови области на спектъра. В областта на по-късата дължина на вълната спектърът се променя рязко. Интензитетът на непрекъснатия спектър бързо намалява и тъмните линии на Fraunhofer се заменят с емисионни линии.
Най-силната линия на слънчевия спектър е в ултравиолетовата област. Това е резонансната линия на водород L с дължина на вълната 1216 A. Във видимата област най-интензивни са резонансните линии H и K на йонизирания калций. След тях по интензитет идват първите линии от серията на Балмер на водорода H , H , H , след това резонансните линии на натрия, линиите на магнезия, желязото, титана и други елементи. Останалите многобройни линии се идентифицират със спектрите на около 70 известни химически елемента от таблицата на D.I. Менделеев. Наличието на тези линии в спектъра на Слънцето показва наличието на съответните елементи в слънчевата атмосфера. Установено е присъствието на Слънцето на водород, хелий, азот, въглерод, кислород, магнезий, натрий, желязо, калций и други елементи.
Преобладаващият елемент в Слънцето е водородът. Тя съставлява 70% от масата на Слънцето. Следва хелий - 29% от масата. Останалите елементи заедно представляват малко повече от 1%.
Въртене на Слънцето
Наблюденията на отделни особености върху слънчевия диск, както и измерванията на отместванията на спектралните линии в различни точки от него, показват движението на слънчевата материя около един от слънчевите диаметри, т.нар. ос на въртенеслънце
Равнината, минаваща през центъра на Слънцето и перпендикулярна на оста на въртене, се нарича равнина на слънчевия екватор. Тя образува ъгъл 7 0 15’ с равнината на еклиптиката и пресича повърхността на Слънцето по екватора. Ъгълът между екваториалната равнина и радиуса, прекаран от центъра на Слънцето до дадена точка на неговата повърхност, се нарича хелиографска ширина.
Ъгловата скорост на въртене на Слънцето намалява с отдалечаването му от екватора и приближаването му към полюсите.
Средно = 14º,4 - 2º,7 sin 2 B, където B е хелиографската ширина. Ъгловата скорост се измерва с ъгъла на завъртане на ден.
Сидеричният период на екваториалната област е 25 дни, близо до полюсите достига 30 дни. Поради въртенето на Земята около Слънцето, нейното въртене изглежда по-бавно и се равнява съответно на 27 и 32 дни (синодичен период).
Потъмняване на слънчевия диск към ръба
Фотосферата е основната част от слънчевата атмосфера, в която се образува видима радиация, която е непрекъсната. Така той излъчва почти цялата слънчева енергия, която идва до нас. Фотосферата е тънък слой газ с дължина няколкостотин километра, доста непрозрачен. Фотосферата се вижда при директно наблюдение на Слънцето в бяла светлина под формата на неговата видима „повърхност“.
При наблюдение на слънчевия диск се забелязва потъмняването му към ръба. Когато се отдалечите от центъра, яркостта намалява много бързо. Този ефект се обяснява с факта, че във фотосферата температурата нараства с дълбочина.
Различни точки от слънчевия диск се характеризират с ъгъл , който образува зрителната линия с нормалата към повърхността на Слънцето на въпросното място. В центъра на диска този ъгъл е 0, а зрителната линия съвпада с радиуса на Слънцето. На ръба = 90 и зрителната линия се плъзга по допирателната към слоевете на Слънцето. По-голямата част от радиацията от определен слой газ идва от ниво, разположено на оптична дълбочина 1. Когато зрителната линия пресича слоевете на фотосферата под голям ъгъл, се постига оптична дълбочина1 във външните слоеве, където температурата е по-ниска. В резултат на това интензитетът на радиация от краищата на слънчевия диск е по-малък от интензитета на радиация от средата му.
Намаляването на яркостта на слънчевия диск към ръба може, в първо приближение, да бъде представено с формулата:
I () = I 0 (1 - u + cos),
където I () е яркостта в точката, в която зрителната линия сключва ъгъл с нормалата, I 0 е яркостта на излъчването от центъра на диска, u е коефициентът на пропорционалност, в зависимост от дължина на вълната.
Визуалните и фотографски наблюдения на фотосферата разкриват нейната фина структура, напомняща на близко разположени купести облаци. Леките кръгли образувания се наричат гранули, а цялата структура е гранулиране. Ъгловите размери на гранулите са не повече от 1″ дъга, което съответства на 700 км. Всяка отделна гранула съществува 5-10 минути, след което се разпада и на нейно място се образуват нови гранули. Гранулите са заобиколени от тъмни пространства. Веществото се издига в гранулите и пада около тях. Скоростта на тези движения е 1-2 km/s.
Гранулацията е проява на конвективната зона, разположена под фотосферата. В конвективната зона смесването на материята възниква в резултат на издигане и падане на отделни маси газ.
Причината за възникването на конвекция във външните слоеве на Слънцето са две важни обстоятелства. От една страна, температурата непосредствено под фотосферата се увеличава много бързо в дълбочина и радиацията не може да осигури освобождаването на радиация от по-дълбоките горещи слоеве. Следователно енергията се пренася от самите движещи се нееднородности. От друга страна, тези нехомогенности се оказват жилави, ако газът в тях не е напълно, а само частично йонизиран.
При преминаване в долните слоеве на фотосферата газът се неутрализира и не е в състояние да образува устойчиви нееднородности. следователно в най-горните части на конвективната зона конвективните движения се забавят и конвекцията внезапно спира. Трептенията и смущенията във фотосферата генерират акустични вълни. Външните слоеве на конвективната зона представляват вид резонатор, в който се възбуждат 5-минутни трептения под формата на стоящи вълни.
Външни слоеве на слънчевата атмосфера: хромосфера и корона
Плътността на материята във фотосферата бързо намалява с височината и външните слоеве се оказват много разредени. Във външните слоеве на фотосферата температурата достига 4500 K, след което отново започва да се повишава. Има бавно повишаване на температурата до няколко десетки хиляди градуса, придружено от йонизация на водород и хелий. Тази част от атмосферата се нарича хромосфера. В горните слоеве на хромосферата плътността на веществото достига 10 -15 g/cm 3 .
1 cm 3 от тези слоеве на хромосферата съдържа около 10 9 атома, но температурата се повишава до милион градуса. Тук започва най-външната част от слънчевата атмосфера, наречена слънчева корона. Причината за нагряването на най-външните слоеве на слънчевата атмосфера е енергията на акустичните вълни, възникващи във фотосферата. Докато се разпространяват нагоре в слоеве с по-ниска плътност, тези вълни увеличават амплитудата си до няколко километра и се превръщат в ударни вълни. В резултат на възникването на ударни вълни се получава разсейване на вълните, което увеличава хаотичните скорости на движение на частиците и настъпва повишаване на температурата.
Интегралната яркост на хромосферата е стотици пъти по-малка от яркостта на фотосферата. Следователно, за да се наблюдава хромосферата, е необходимо да се използват специални методи, които позволяват да се изолира нейното слабо излъчване от мощния поток от фотосферно лъчение. Най-удобните методи са наблюденията по време на затъмнения. Дължината на хромосферата е 12 - 15 000 км.
При изучаване на снимки на хромосферата се виждат нехомогенности, най-малките се наричат спикули. Спикулите са с продълговата форма, удължени в радиална посока. Тяхната дължина е няколко хиляди километра, дебелината е около 1000 километра. При скорости от няколко десетки km/s спикулите се издигат от хромосферата в короната и се разтварят в нея. Чрез спикулите веществото на хромосферата се обменя с надлежащата корона. Спикулите образуват по-голяма структура, наречена хромосферна мрежа, генерирана от вълнови движения, причинени от много по-големи и по-дълбоки елементи на субфотосферната конвективна зона, отколкото гранулите.
Коронаима много ниска яркост, така че може да се наблюдава само по време на пълната фаза на слънчевите затъмнения. Извън затъмненията се наблюдава с помощта на коронографи. Короната няма остри очертания и има неправилна форма, която се променя значително с времето. Най-ярката част от короната, отстранена от крайника на не повече от 0,2 - 0,3 радиуса на Слънцето, обикновено се нарича вътрешна корона, а останалата, много удължена част се нарича външна корона. Важна характеристика на короната е нейната лъчиста структура. Лъчите идват с различна дължина, до дузина или повече слънчеви радиуси. Вътрешният венец е богат на структурни образувания, наподобяващи дъги, шлемове и отделни облаци.
Коронното лъчение е разсеяна светлина от фотосферата. Тази светлина е силно поляризирана. Такава поляризация може да бъде причинена само от свободни електрони. 1 cm 3 коронна материя съдържа около 10 8 свободни електрона. Появата на такъв брой свободни електрони трябва да бъде причинена от йонизация. Това означава, че 1 cm 3 от короната съдържа около 10 8 йони. Общата концентрация на веществото трябва да бъде 2 . 10 8 . Слънчевата корона е разредена плазма с температура около един милион Келвина. Следствие от високата температура е големият размер на короната. Дължината на короната е стотици пъти по-голяма от дебелината на фотосферата и възлиза на стотици хиляди километри.
Радио и рентгеново лъчение от Слънцето
СЪССлънчевата корона е напълно прозрачна за видимата радиация, но слабо пропуска радиовълни, които изпитват силно поглъщане и пречупване в нея. При метрови вълни яркостната температура на короната достига милион градуса. При по-къси дължини на вълните намалява. Това се дължи на увеличаване на дълбочината, от която излиза радиацията, поради намаляване на абсорбиращите свойства на плазмата.
Радиоизлъчването от слънчевата корона е проследено на разстояния от няколко десетки радиуси. Това е възможно поради факта, че Слънцето всяка година преминава покрай мощен източник на радиоизлъчване - мъглявината Рак и слънчевата корона го затъмнява. Лъчението на мъглявината се разпръсква в нехомогенностите на короната. Наблюдават се изблици на радиоизлъчване от Слънцето, причинени от плазмени трептения, свързани с преминаването на космически лъчи през нея по време на хромосферни изригвания.
Рентгеново лъчениеизследвани с помощта на специални телескопи, инсталирани на космически кораби. Рентгеновото изображение на Слънцето има неправилна форма с много ярки петна и „бучкаста“ структура. В близост до оптичния крайник има забележимо увеличение на яркостта под формата на нехомогенен пръстен. Особено ярки петна се наблюдават над центровете на слънчева активност, в райони, където има мощни източници на радиоизлъчване на дециметрови и метрови вълни. Това означава, че рентгеновите лъчи произхождат предимно от слънчевата корона. Рентгеновите наблюдения на Слънцето позволяват да се проведат подробни изследвания на структурата на слънчевата корона директно в проекция върху слънчевия диск. До ярките зони на сиянието на короната над слънчевите петна бяха открити обширни тъмни зони, които не бяха свързани с никакви забележими образувания във видимите лъчи. Те се наричат коронални дупкии са свързани с области от слънчевата атмосфера, в които магнитните полета не образуват вериги. Короналните дупки са източник на засилен слънчев вятър. Те могат да съществуват в продължение на няколко оборота на Слънцето и да причинят на Земята 27-дневна периодичност на явления, чувствителни към корпускулярно излъчване от Слънцето.
Контролни въпроси:
Какви химични елементи преобладават в слънчевата атмосфера?
Как можете да разберете за химичния състав на Слънцето?
С какъв период се върти Слънцето около оста си?
Съвпадат ли периодите на въртене на екваториалните и полярните области на Слънцето?
Какво представлява фотосферата на Слънцето?
Каква е структурата на слънчевата фотосфера?
Какво причинява потъмняването на слънчевия диск към ръба?
Какво е гранулиране?
Какво представлява слънчевата корона?
Каква е плътността на материята в короната?
Какво представлява слънчевата хромосфера?
Какво представляват спикулите?
Каква е температурата на короната?
Какво обяснява високата температура на короната?
Какви са характеристиките на радиоизлъчването от Слънцето?
Кои региони на Слънцето са отговорни за появата на рентгенови лъчи?
Литература:
Кононович Е.В., Мороз В.И. Общ курс по астрономия. М., Редакция URSS, 2004.
Галузо И.В., Голубев В.А., Шимбалев А.А. Планиране и методи на провеждане на уроци. Астрономия в 11 клас. Минск. Aversev. 2003 г.
Whipple F.L. Семейство на Слънцето. М. Мир. 1984 г
Шкловски И. С. Звезди: тяхното раждане, живот и смърт. М. Наука. 1984 г
Спектрален анализ на слънчевите лъчи показа, че нашата звезда съдържа най-много водород (73% от масата на звездата) и хелий (25%). Останалите елементи (желязо, кислород, никел, азот, силиций, сяра, въглерод, магнезий, неон, хром, калций, натрий) представляват само 2%. Всички вещества, открити на Слънцето, се намират на Земята и на други планети, което показва техния общ произход. Средната плътност на слънчевата материя е 1,4 g/cm3.
Как се изучава Слънцето
Слънцето е „“ с много слоеве, които имат различен състав и плътност и в тях протичат различни процеси. Наблюдаването на звезда в спектъра, познат на човешкото око, е невъзможно, но вече са създадени телескопи, радиотелескопи и други инструменти, които записват ултравиолетово, инфрачервено и рентгеново лъчение от Слънцето. От Земята наблюдението е най-ефективно по време на слънчево затъмнение. През този кратък период астрономите по целия свят изучават короната, изпъкналостите, хромосферата и различни явления, случващи се на единствената звезда, достъпна за такова подробно изследване.
Структура на Слънцето
Короната е външната обвивка на Слънцето. Има много ниска плътност, поради което се вижда само по време на затъмнение. Дебелината на външната атмосфера е неравномерна, така че от време на време в нея се появяват дупки. През тези дупки слънчевият вятър се втурва в космоса със скорост 300-1200 m/s - мощен поток от енергия, който на земята предизвиква северно сияние и магнитни бури.
Хромосферата е слой от газове, достигащ дебелина от 16 хиляди километра. В него възниква конвекция на горещи газове, които от повърхността на долния слой (фотосферата) отново падат обратно. Те са тези, които „прогарят“ короната и образуват слънчеви ветрови потоци с дължина до 150 хиляди километра.
Фотосферата е плътен непрозрачен слой с дебелина 500-1500 км, в който възникват най-силните огнени бури с диаметър до 1 хил. км. Температурата на фотосферните газове е 6000 oC. Те абсорбират енергия от долния слой и я освобождават като топлина и светлина. Структурата на фотосферата наподобява гранули. Празнините в слоя се възприемат като слънчеви петна.
Конвективната зона с дебелина 125-200 хиляди км е слънчевата обвивка, в която газовете постоянно обменят енергия с радиационната зона, нагрявайки се, издигайки се до фотосферата и охлаждайки се спускайки отново за нова порция енергия.
Радиационната зона е с дебелина 500 хиляди километра и е с много висока плътност. Тук веществото се бомбардира с гама лъчи, които се превръщат в по-малко радиоактивни ултравиолетови (UV) и рентгенови (X) лъчи.
Кората или ядрото е слънчевият „котел“, където непрекъснато се случват протон-протонни термоядрени реакции, благодарение на които звездата получава енергия. Водородните атоми се трансформират в хелий при температура 14 x 10 °C. Тук титаничното налягане е трилион кг на кубичен см. Всяка секунда 4,26 милиона тона водород се превръщат в хелий.
Най-близката звезда до нас е, разбира се, Слънцето. Разстоянието от Земята до него, според космическите параметри, е много малко: слънчевата светлина пътува от Слънцето до Земята само за 8 минути.
Слънцето не е обикновено жълто джудже, както се смяташе досега. Това е централното тяло на Слънчевата система, около което се въртят планетите, с голям брой тежки елементи. Това е звезда, образувана след няколко експлозии на свръхнови, около които се е образувала планетарна система. Поради местоположението си близо до идеалните условия, животът е възникнал на третата планета Земя. Слънцето вече е на пет милиарда години. Но нека да разберем защо свети? Каква е структурата на Слънцето и какви са неговите характеристики? Какво му очаква бъдещето? Колко значително влияние има върху Земята и нейните обитатели? Слънцето е звезда, около която се въртят всички 9 планети от Слънчевата система, включително и нашата. 1 a.u. (астрономическа единица) = 150 милиона км - толкова е средното разстояние от Земята до Слънцето. Слънчевата система включва девет големи планети, около сто сателита, много комети, десетки хиляди астероиди (малки планети), метеороиди и междупланетен газ и прах. В центъра на всичко е нашето Слънце.
Слънцето грее от милиони години, което се потвърждава от съвременните биологични изследвания, получени от останките на синьо-зелено-сини водорасли. Ако температурата на повърхността на Слънцето се промени дори с 10%, целият живот на Земята ще умре. Затова е добре, че нашата звезда равномерно излъчва енергията, необходима за просперитета на човечеството и другите същества на Земята. В религиите и митовете на народите по света Слънцето винаги е заемало основно място. За почти всички народи от древността Слънцето е най-важното божество: Хелиос - сред древните гърци, Ра - богът на слънцето на древните египтяни и Ярило сред славяните. Слънцето носеше топлина, реколта, всички го почитаха, защото без него нямаше да има живот на Земята. Размерът на Слънцето е внушителен. Например масата на Слънцето е 330 000 пъти по-голяма от масата на Земята, а радиусът му е 109 пъти по-голям. Но плътността на нашата звезда е малка - 1,4 пъти по-голяма от плътността на водата. Движението на петна по повърхността е забелязано от самия Галилео Галилей, доказвайки по този начин, че Слънцето не стои неподвижно, а се върти.
Конвективна зона на Слънцето
Радиоактивната зона е около 2/3 от вътрешния диаметър на Слънцето, а радиусът е около 140 хиляди км. Отдалечавайки се от центъра, фотоните губят енергията си под въздействието на сблъсък. Това явление се нарича явление конвекция. Това напомня на процеса, който се случва във врящ чайник: енергията, идваща от нагревателния елемент, е много по-голяма от количеството, което се отстранява чрез проводимост. Топлата вода близо до огъня се издига, а по-студената вода потъва. Този процес се нарича конвенция. Смисълът на конвекцията е, че по-плътният газ се разпределя по повърхността, охлажда се и отново отива в центъра. Процесът на смесване в конвективната зона на Слънцето се извършва непрекъснато. Гледайки през телескоп повърхността на Слънцето, можете да видите неговата гранулирана структура - гранулации. Усеща се, че е от гранули! Това се дължи на конвекцията, възникваща под фотосферата.
Фотосфера на Слънцето
Тънък слой (400 km) - фотосферата на Слънцето, се намира непосредствено зад конвективната зона и представлява "истинската слънчева повърхност", видима от Земята. Гранулите във фотосферата са заснети за първи път от французина Янсен през 1885 г. Средната гранула е с размер 1000 км, движи се със скорост 1 км/сек и съществува приблизително 15 минути. Тъмни образувания във фотосферата могат да се наблюдават в екваториалната част, след което се изместват. Силните магнитни полета са отличителна черта на такива петна. А тъмният цвят се получава поради по-ниската температура спрямо околната фотосфера.
Хромосфера на Слънцето
Слънчевата хромосфера (цветна сфера) е плътен слой (10 000 km) от слънчевата атмосфера, който се намира точно зад фотосферата. Хромосферата е доста проблематична за наблюдение поради близостта си до фотосферата. Най-добре се вижда, когато Луната покрива фотосферата, т.е. по време на слънчеви затъмнения.
Слънчевите изпъкналости са огромни емисии на водород, наподобяващи дълги светещи нишки. Протуберанците се издигат на огромни разстояния, достигайки диаметъра на Слънцето (1,4 мм км), движат се със скорост около 300 км/сек, а температурата достига 10 000 градуса.
Слънчевата корона е външните и разширени слоеве на слънчевата атмосфера, произхождащи от хромосферата. Дължината на слънчевата корона е много голяма и достига стойности от няколко слънчеви диаметъра. Учените все още не са получили ясен отговор на въпроса къде точно свършва.
Съставът на слънчевата корона е разредена, силно йонизирана плазма. Съдържа тежки йони, електрони с хелиево ядро и протони. Температурата на короната достига от 1 до 2 милиона градуса К, спрямо повърхността на Слънцето.
Слънчевият вятър е непрекъснато изтичане на материя (плазма) от външната обвивка на слънчевата атмосфера. Състои се от протони, атомни ядра и електрони. Скоростта на слънчевия вятър може да варира от 300 км/сек до 1500 км/сек, в зависимост от процесите, протичащи на Слънцето. Слънчевият вятър се разпространява в цялата Слънчева система и, взаимодействайки с магнитното поле на Земята, предизвиква различни явления, едно от които е северното сияние.
Характеристики на Слънцето
Маса на Слънцето: 2∙1030 kg (332 946 земни маси)
Диаметър: 1 392 000 км
Радиус: 696 000 км
Средна плътност: 1 400 kg/m3
Наклон на оста: 7,25° (спрямо равнината на еклиптиката)
Температура на повърхността: 5780 К
Температура в центъра на Слънцето: 15 милиона градуса
Спектрален клас: G2 V
Средно разстояние от Земята: 150 милиона км
Възраст: 5 милиарда години
Период на въртене: 25.380 дни
Светимост: 3.86∙1026 W
Видима величина: 26,75 m
