Млечный путь - шаша Галактика
Солнечная атмосфера - фотосфера
Фотосфера
- атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного края. Эти самые глубокие
слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трехтысячной 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 сохранятся относительно немного простейших молекул и
радикалов типа H 2 , OH, CH.
Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в 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 поставляются
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 растет. 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 темные линии и сочли их границами цветов.
В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими
зернышками - гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более
теплых 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 счете 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
тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма - хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной
индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов снизу тормозится, и возникает
темная область - солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в действительности яркость
его слабее только 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 темной части (ядра) и менее темной - полутени, структура которой придает 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.
Солнечная атмосфера - хромосфера
Хромосфера
(греч. "сфера цвета") названа так за свою красновато-фиолетовую окраску.
Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг черного 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 протяженность хромосферы 10-15 тыс. километров.
Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в
нее 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 непожвижными или медленно изменяющимися, окруженными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или
вытекают из нее, 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
темными, 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 ее газов.
Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца.
Это так называемые хромосферные вспышки (самые мощные взрывоподобные процессы, могут продолжаться всего несколько минут, но за это
время выделяется энергия, которая иногда достигает 10 25 Дж). 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 - все это проявления солнечной активности. С повышением
активности число этих образований на Солнце становится больше.
Солнечная атмосфера - корона
Корона
- в отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца
обладает огромной протяженностью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а
ее слабое продолжение уходит еще дальше.
Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность
воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъеме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца сила
тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна.
Следовательно, имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями движения
атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1-2 млн градусов!
Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Правда, за те несколько минут,
что она длится, очень трудно зарисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва лишь начинает
привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения.
Поэтому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различались.
Не удавалось даже точно определить ее цвет.
Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования. Однако получить
хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу ее часть, так называемая внутренняя корона, сравнительно
яркая, в то время как далеко простирающаяся внешняя корона представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографиях
хорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках, где просматриваются детали внутренней короны,
внешняя совершенно незаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить сразу несколько снимков
короны - с большими и маленькими выдержками. Или же корону фотографируют, помещая перед фотопластинкой специальный "радиальный"
фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На таких снимках ее структуру можно проследить до расстояний во
много солнечных радиусов.
Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое количество деталей: корональные лучи,
всевозможные "дуги", "шлемы" и другие сложные образования, четко связанные с активными областями.
Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную
форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты. Еще в 1897 г. пулковский астроном
Алексей Павлович Ганский обнаружил, что общий вид солнечной короны периодически меняется. Оказалось, что это связано с 11-летним
циклом солнечной активности.
С 11-летним периодом меняется как общая яркость, так и форма солнечной короны. В эпоху максимума
солнечных пятен она имеет сравнительно округлую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как
у солнечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и
средних широтах. Форма короны становится вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные
щеточки. При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, повидимому, связана с постепенным перемещением
в течении 11-летнего цикла зоны преимущественного образования пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от
экватора на широтах 30-40°. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору.
Тщательные исследования позволили установить, что между структурой короны и отдельными образованиями в
атмосфере Солнца существуют определенная связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корональные лучи.
В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Такую ее область называют обычно возбужденной.
Она горячее и плотнее соседних, невозбужденных областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы
также часто бывают окружены оболочками из корональной материи.
Корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно наблюдать вещество в самых
необычных и недостижимых на Земле условиях.
На рубеже XIX-XX столетий, когда физика плазмы фактически еще не существовала, наблюдаемые особенности
короны представлялись необъяснимой загадкой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его свет отражается зеркалом.
При этом, однако, во внутренней короне совсем исчезают характерные для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь появляются далеко от
края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабые. Кроме того, свет короны поляризован: плоскости, в которых колеблются
световые волны, располагаются в основном касательно к солнечному диску. С удалением от Солнца доля поляризованных лучей сначало
увеличивается (почти до 50%), а затем уменьшается. Наконец, в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии, которые почти
до середины XX в. не удалось отождествить ни с одним из известных химических элементов.
Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны - высокая температура сильно разреженного газа.
При температуре свыше 1 млн градусов средние скорости атомов водорода превышают 100 км/с, а у свободных электронов они еще раз
в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в куб см, что в 100 млрд раз
разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с электронами. Силы электронных ударов так велики, что атомы легких
элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь "голые" атомные ядра. Более тяжелые элементы сохраняют самые
глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высокой степени ионизации.
Итак, корональный газ - это высокоионизованная плазма; она состоит из множества положительно заряженных
ионов всевозможных химических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникающих при ионизации атомов водорода
(по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжелых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные электроны,
его часто называют электронным газом, хотя при этом подразумевается наличие такого количества положительных ионов, которое полностью
обеспечивало бы нейтральность плазмы в целом.
Белый цвет короны объясняется рассеиванием обычного солнечного света на свободных электронах.
Они не вкладывают своей энергии при рассеивании: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света,
при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необячным излучением высокоионизированных атомов железа,
аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеиванием на пылевых
частицах, которые постоянно присутствуют в межзвездной среде. А отсутствие линии во внутренней короне связано с тем, что при
рассеянии на очень быстро движущихся электронах все световые кванты испытывают столь значительные изменения частот, что
даже сильные фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью "замываются".
Итак, корона Солнца - самая внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам:
оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потокак плазмы - солнечного ветра. Вблизи
Земли его скорость составляет в среднем 400-500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с. Распространяясь далеко за пределы орбит
Юпитера и Сатурна, солнечный ветер образует гигантсткую гелиосферу, границащую с еще более разреженной межзвездной средой.
Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером
в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле (геофизические явления).
Как Солнце влияет на Землю
Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы невозможна жизнь на ней не только человека,
но даже микроорганизмов. Солнце - главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не только
тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечного излучения и потоки частиц оказывают постоянное влияние на ее
жизнь.
Солнце посылает на Землю электромагнитные волны всех областей спектра - от многокилометровых
радиоволн до гамма-лучей. Окрестностей Земли достигают также заряженные частицы разных энергий - как высоких, так и низких и
средних. Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц - нейтрино. Однако воздействие последних на земные процессы пренебрежительно мало:
для этих частиц земной шар прозрачен, и они свободно сквозь него пролетают. Только очень малая часть заряженных частиц из
межпланетного пространства попадает в атмосферу Земли (остальные отклоняет или задерживает геомагнитное поле). Но их
энергии достаточно для того, чтобы вызвать полярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты.
Электромагинтное возмущение подвергается строгому отбору в земной атмосфере. Она прозрачна только для
видимого света и ближайших ультрафиолетового и инфракрасного излучения, а также для радиоволн в сравнительно узком диапазоне (от
сантиметровых до метровых). Все остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя ее верхние слои.
Поглощение рентгеновских и жестких ультрафиолетовых лучей начинается на вымотах 300-350 км; на этих
же высотах отражаются наиболее длинные радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного рентгеновского
излучения от хромосферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80-100 км от поверхности Земли, ионизуют атмосферу
и вызывают нарушение связи на коротких волнах.
 |
| Темные, зловещего вида области в левой части солнечного диска - это так называемые корональные дыры. Эти области, располагающиеся над поверхностью, где силовые линии солнечного магнитного поля уходят в межпланетное пространство, характеризуются пониженным давлением. Корональные дыры начали интенсивно изучать со спутников начиная с 1960-х годов в ультрафиолетовом и рентгеновском свете. Известно, что они являются источниками интенсивного солнечного ветра, который состоит из атомов и электронов, улетающих от Солнца вдоль разомкнутых силовых линий магнитного поля. |
| НАШЕ СОЛНЦЕ |
Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать еще глубже, оно поглощается на высоте 30-35 км. Здесь ультрафиолетовые кванты разбивают на атомы молекулы кислорода с последующим образованием озона. Тем самым создается не прозрачный для ультрафиолета "озоновый экран", предохраняющий жизнь на Земле от гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучения доходит до земной поверхнсти. Именно эти лучи вызывают у людей загар.
Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твердых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света.
Количество солнечной энергии, приходящейся на поверхность площадью 1 кв метр, развернутую перпендикулярно солнечным лучам на границе земной атмосферы, называется солнечной постоянной. Измерять ее с Земли очень трудно, и потому значения, найденные до начала космических исследований, были весьма приблизительными. Небольшие колебания (если они реально существовали) заведомо "тонули" в неточности измерений. Лишь выполнение специальной космической программы по определению солнечной постоянной позволило найти ее надежное значение. По последним данным, оно составляет 1370 Вт/м 2 с точностью до 0,5%. Колебаний, превышающих 0,2%, за время измерений не выявлено.
На Земле излучение поглощается сушей и океаном. Нагретая земная поверхность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области. Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло. В этом и заключается парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и ее потерями на планете в общем существует равновесие: сколько поступает, столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе с атмосферой либо постоянно повышалась бы, либо падала.
- все явления солнечной активности связаны с выходом на поверхность Солнца магнитных полей. Уже первые измерения эффекта Зеемана, проведённые в начале 20 в., показали, что поля в пятнах характеризуются напряжённостью порядка нескольких тыс. эрстед, причём такие поля реализуются в областях с диаметром 20 000 км. Современные приборы для измерения полей на Солнце позволяют не только измерять величину поля с точностью до 1 Э, но и судить об углах наклона вектора напряжённости магнитного поля. Выяснено, например, что факелы представляют собой области с полями 5-300 Э. В тени пятен поля достигают 1000-4500 Э. В центре пятна поле направлено вверх, вдоль радиуса Солнца, но к периферии его наклон увеличивается, и в полутени поле уже практически параллельно солнечной поверхности. Поле сосредоточено в отдельных жгутах.
 |
| На Солнце очень неспокойно. На этой картинке, представленной в условных цветах, изображена активная область, расположенная на краю диска Солнца. Горячая плазма вырывается из Солнечной фотосферы и движется вдоль линий магнитного поля. Красным отмечены очень горячие области, указывая на то, что по некоторым петлям магнитного поля распространяется более горячее вещество, нежели по другим петлям. Петли магнитного поля очень велики, так что внутри них легко может поместиться Земля. |
 |
| НАШЕ СОЛНЦЕ |
Среднее по солнечной поверхности поле имеет порядок 1 Э, оно состоит, по-видимому, из отдельных ячеек с 10 Э на их границах. Такое поле наблюдается близ полюсов Солнца, тогда как на низких широтах оно часто возмущено сильными полями активных областей. Эти сильные локальные поля возмущают не только фотосферу, но проникают и во внешние слои. В хромосфере над тенью пятен их величина может достигать 1000 Э, над полутенью и факелами 100 Э. Косвенные данные говорят, что поля в короне над активной областью 10-0,1 Э. Т. о., активная область (или центр активности) отождествляется с местом повышенной напряжённости магнитног поля. Нижнее основание активной области - факелы и пятна - располагается в фотосфере. Верхняя часть проявляется как хромосферный факел (флоккул), и в короне - как корональная конденсация.
Чаще всего активные области характеризуются двумя полюсами противоположной полярности - т.н. биполярными центрами, хотя встречаются как мультиполярные, так и униполярные области. Полюса противоположной полярности соединяются системой арок протяжённостью до 30 000 км и высотой до 5000 км. Вершины арок медленно поднимаются, а около полюсов газ стекает вниз, по направлению к фотосфере.
Своеобразно развитие активной области во времени. С усилением магного поля в фотосфере возникает факел, постепенно увеличивающий свою площадь и яркость. Примерно через сутки в нём возникает несколько тёмных точек - пор, развивающихся затем в солнечные пятна. Десятые - одиннадцатые сутки жизни области характеризуются наиболее бурными процессами в хромосфере и короне. При этом размер больших групп пятен достигает 20 гелиографических градусов по долготе и 10 по широте или 2400 км X 12 000 км. Через 1-3 месяца пятна постепенно пропадают, над областью повисает гигантский протуберанец. Через полгода или год данная область исчезает.
Для среднего пятна с полем 3000 Э магнитная энергия по меньшей мере в 10 раз превосходит кинетич. энергию конвективных движений. Но в конвективной ячейке обязательно присутствует горизонтальное перемещение, перпендикулярное направлению поля. Поле препятствует горизонтальному перемещению, в результате чего конвекция в пятнах оказывается значительно ослабленной. Затруднение конвекции приводит к меньшему поступлению энергии в область пятен, поскольку энергия в глубоких слоях переносится конвективными движениями. Вероятно, с этим и связаны более низкая температура и "чернота" пятен.
Наблюдаемые в тени пятен гранулы (с размерами до 300 км и среднем временем жизни 15-30 мин) указывают на наличие сильно видоизменённой конвекции. Она состоит здесь в том, что отдельные элементы горячего газа прорываются в пятнах вдоль поля до фотосферных высот. Там они расширяются, сжимая окружающий газ вместе с полем. Плотный газ опускается, движения газа напоминают перемещения вверх и вниз в тесно расположенных трубах с незначительно изменяющимся поперечным сечением (т. е. с незначительной деформацией силовых линии). Во многих других случаях - при движении газа в протуберанцах, в корональных арках траектории движения газа также совпадают с ходом силовых линий.
Степень влияния поля на строение внешней атмосферы зависит как от величины выходящего на поверхность магнитного потока (1017-1022 Мкс), так и от того, насколько сильно он изменяется с высотой и во времени.
|
Фотосфера - тот слой солнечной атмосферы, который мы видим в телескоп и воспринимаем глазом как
поверхность, имеет темпеpaтypy около 5 800 С. В период минимума солнечной активности поверхность фотосферы относительно
спoкойна. Все вихри термoядерных реакций, дающие звезде ее энергию, бушуют глубоко внутри. Но с началом нового цикла энергия
всех этих внутренних прoцессов начинает прорываться наружу.
|
> Из чего состоит Солнце
Узнайте, из чего состоит Солнце : описание структуры и состава звезды, перечисление химических элементов, количество и характеристика слоев с фото, диаграмма.
С Земли, Солнце выглядит как гладкий огненный шар, и до открытия комическим кораблём Galileo пятен на Солнце, многие астрономы считали, что оно идеальной формы без дефектов. Теперь мы знаем, что Солнце состоит из нескольких слоёв, как и Земля, каждый из которых выполняет свою функцию. Эта структура Солнца, похожая на массивную печь, является поставщиком всей энергии на Земле, необходимой для земной жизни.
Из каких элементов состоит Солнце?
Если бы у вас получилось разложить звезду на части, и сравнить составные элементы, вы бы поняли, что состав представляет собою 74% водорода и 24% гелия. Также, Солнце состоит из 1% кислорода, и оставшийся 1% - это такие химические элементы таблицы Менделеева, как хром, кальций, неон, углерод, магний, сера, кремний, никель, железо. Астрономы полагают, что элемент тяжелее гелия – это металл.
Как появились все эти элементы Солнца? В результате Большого Взрыва появились водород и гелий. В начале становления Вселенной, первый элемент, водород, появился из элементарных частиц. Из-за большой температуры и давления условия во Вселенной были как в ядре звезды. Позже, водород синтезировался в гелий, пока во Вселенной была высокая температура, необходимая для протекания реакции синтеза. Существующие пропорции водорода и гелия, которые есть во Вселенной сейчас, сложились после Большого Взрыва и не изменялись.
Остальные элементы Солнца созданы в других звездах. В ядрах звезд постоянно происходит процесс синтеза водорода в гелий. После выработки всего кислорода в ядре, они переходят на ядерный синтез более тяжелых элементов, таких как литий, кислород, гелий. Многие тяжелые металлы, которые есть в Солнце, образовывались и в других звездах в конце их жизни.
Образование самых тяжелых элементов, золота и урана, происходило, когда звезды, во много раз больше нашего Солнца, детонировали. За доли секунды образования черной дыры, элементы сталкивались на большой скорости и образовывались самые тяжелые элементы. Взрыв раскидал эти элементы по всей Вселенной, где они помогли образоваться новым звездам.
Наше Солнце собрало в себя элементы, созданные Большим Взрывом, элементы от умирающих звезд и частицы появившихся в результате новых детонаций звезд.
Из каких слоев состоит Солнце
На первый взгляд, Солнце - просто шар, состоящий из гелия и водорода, но при более глубоком изучении видно, что оно состоит из разных слоев. При движении к ядру, температура и давление увеличиваются, в результате этого были созданы слои, так как при различных условиях водород и гелий имеют разные характеристики.
Солнечное ядро
Начнем наше движение по слоям от ядра к наружному слою состава Солнца. Во внутреннем слое Солнца – ядре, температура и давление очень высокие, способствующие для протекания ядерного синтеза. Солнце создает из водорода атомы гелия, в результате этой реакции образуется свет и тепло, которые доходят до . Принято считать, что температура на Солнце около 13,600,000 градусов по Кельвину, а плотность ядра в 150 раз выше плотности воды.
Ученые и астрономы считают, что ядро Солнца достигает около 20% длины солнечного радиуса. И внутри ядра, высокая температура и давление способствуют разрыву атомов водорода на протоны, нейтроны и электроны. Солнце преобразовывает их в атомы гелия, не смотря на их свободно плавающее состояние.
Такая реакция называется экзотермической. При протекании этой реакции выделяется большое количество тепла, равное 389 х 10 31 дж. в секунду.
Радиационная зона Солнца
Эта зона берет свое начало у границы ядра (20% солнечного радиуса), и достигает длины до 70% радиуса Солнца. Внутри этой зоны находится солнечное вещество, которое по своему составу достаточно плотное и горячее, поэтому тепловое излучение проходит через него, не теряя тепло.
Внутри солнечного ядра протекает реакция ядерного синтеза – создание атомов гелия в результате слияния протонов. В результате этой реакции происходит большое количество гамма-излучения. В данном процессе испускаются фотоны энергии, затем поглощаются в радиационной зоне и испускаются различными частицами вновь.
Траекторию движения фотона принято называть «случайным блужданием». Вместо движения по прямой траектории к поверхности Солнца, фотон движется зигзагообразно. В итоге, каждому фотону необходимо примерно 200.000 лет для преодоления радиационной зоны Солнца. При переходе от одной частицы к другой частице происходит потеря энергии фотоном. Для Земли это хорошо, ведь мы бы могли получать лишь гамма-излучение, идущее от Солнца. Фотону, попавшему в космос необходимо 8 минут для путешествия к Земле.
Большое количество звезд имеют радиационные зоны, и их размеры напрямую зависит от масштаба звезды. Чем меньше звезда, тем меньше будут зоны, большую часть которой будет занимать конвективная зона. У самых маленьких звезд могут отсутствовать радиационные зоны, а конвективная зона будет достигать расстояние до ядра. У самых больших звезд ситуация противоположная, радиационная зона простирается до поверхности.
Конвективная зона
Конвективная зона находится снаружи радиационной зоны, где внутреннее тепло Солнца перетекает по столбам горячего газа.
Почти все звезды имеют такую зону. У нашего Солнца она простирается от 70% радиуса Солнца до поверхности (фотосферы). Газ в глубине звезды, у самого ядра, нагреваясь, поднимается на поверхность, как пузырьки воска в лампадке. При достижении поверхности звезды, происходит потеря тепла, при охлаждении газ обратно погружается к центру, за возобновлением тепловой энергии. Как пример, можно привезти, кастрюля с кипящей водой на огне.
Поверхность Солнца похожа на рыхлую почву. Эти неровности и есть столбы горячего газа, несущие тепло к поверхности Солнца. Их ширина достигает 1000 км, а время рассеивания достигает 8-20 минут.
Астрономы считают, что звезды маленькой массы, такие как красные карлики, имеющие только конвективную зону, которая простирается до ядра. У них отсутствует радиационная зона, что нельзя сказать о Солнце.
Фотосфера
Единственный видимый с Земли слой Солнца – . Ниже этого слоя, Солнце становится непрозрачным, и астрономы используют другие методы для изучения внутренней части нашей звезды. Температуры поверхности достигает 6000 Кельвин, светится желто-белым цветом, видимым с Земли.
Атмосфера Солнца находится за фотосферой. Та часть Солнца, которая видна во время солнечного затмения, называется .
Строение Солнца в диаграмме
NASA специально разработало для образовательных потребностей схематическое изображение строения и состава Солнца с указанием температуры для каждого слоя:
- (Visible, IR and UV radiation) – это видимое излучение, инфракрасное излучение и ультрафиолетовое излучение. Видимое излучение – это свет, которые мы видим приходящим от Солнца. Инфракрасное излучение – это тепло, которое мы ощущаем. Ультрафиолетовое излучение – это излучение, дающее нам загар. Солнце производит эти излучения одновременно.
- (Photosphere 6000 K) – Фотосфера – это верхний слой Солнца, поверхность его. Температура 6000 Кельвин равна 5700 градусов Цельсия.
- Radio emissions (пер. Радио эмиссия) – Помимо видимого излучения, инфракрасного излучения и ультрафиолетового излучения, Солнце отправляет радио эмиссию, которую астрономы обнаружили с помощью радиотелескопа. В зависимости от количества пятен на Солнце, эта эмиссия возрастает и снижается.
- Coronal Hole (пер. Корональная дыра) – Это места на Солнце, где корона имеет небольшую плотность плазмы, в результате она темнее и холоднее.
- 2100000 К (2100000 Кельвин) – Радиационная зона Солнца имеет такую температуру.
- Convective zone/Turbulent convection (пер. Конвективная зона/Турбулентная конвекция) – Это места на Солнце, где тепловая энергия ядра передается с помощью конвекции. Столбы плазмы доходят до поверхности, отдают своё тепло, и вновь устремляются вниз, чтоб вновь нагреться.
- Coronal loops (пер. Корональные петли) – петли, состоящие из плазмы, в атмосфере Солнца, движущиеся по магнитным линиям. Они похожи на огромные арки, простирающиеся от поверхности на десятки тысяч километров.
- Core (пер. Ядро) – это солнечное сердце, в котором происходит ядерный синтез, при помощи высокой температуры и давления. Вся солнечная энергия происходит из ядра.
- 14,500,000 К (пер. 14,500,000 Кельвин) – Температура солнечного ядра.
- Radiative Zone (пер. Радиационная зона) – Слой Солнца, где энергия передается при помощи радиации. Фотон преодолевает радиационную зону за 200.000 и выходит в открытый космос.
- Neutrinos (пер. Нейтрино) – это ничтожно маленькие по массе частицы, исходящие из Солнца в результате реакции ядерного синтеза. Сотни тысяч нейтрино проходят через тело человека ежесекундно, но никакого вреда нам не приносят, мы их не чувствуем.
- Chromospheric Flare (пер. Хромосферная вспышка) – Магнитное поле нашей звезды может закручиваться, а потом резко разрывается в различных формах. В результате разрывов магнитных полей появляются мощные рентгеновские вспышки, исходящие из поверхности Солнца.
- Magnetic Field Loop (пер. Петля магнитного поля) – Магнитное поле Солнца находится над фотосферой, и видно, так как раскаленная плазма движется по магнитным линиям в атмосфере Солнца.
- Spot– A sunspot (пер. Солнечные пятна) – Это места на поверхности Солнца, где магнитные поля проходят через поверхность Солнца, и на них температура ниже, часто в виде петли.
- Energetic particles (пер. Энергичные частицы) – Они исходят из поверхности Солнца, в результате создается солнечный ветер. В солнечных бурях их скорость достигает скорости света.
- X-rays (пер. Рентгеновские лучи) – невидимые для глаза человека лучи, образующиеся во вспышек на Солнце.
- Bright spots and short-lived magnetic regions (пер. Яркие пятна и недолгие магнитные регионы) – Из-за перепада температур на поверхности Солнца появляются яркие и тусклые пятна.
солнце активность фотосфера ветер
Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствует оптической толщине приблизительно в 2/3 единиц. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100 до 400 км. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до неё уже не доходит. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 К до 4400 К. Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5778 К. Она может быть рассчитана по закону Стефана -- Больцмана, согласно которому мощность излучения абсолютно чёрного тела прямо пропорциональна четвёртой степени температуры тела.
Хромосфера (от др.-греч. чспмб -- цвет, уцбЯсб -- шар, сфера) -- внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в видимом спектре хромосферы доминирует красная H-альфа линия излучения водорода из серии Бальмера. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 60--70 тыс. Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К (область температур больше 10 000 К относительно невелика).
Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Её можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Кроме уже упомянутой линии H-альфа с длиной волны 656,3 нм, фильтр также может быть настроен на линии Ca II K (393,4 нм) и Ca II H (396,8 нм).
Корона -- последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 000 000 до 2 000 000 К, а максимальная, в отдельных участках, -- от 8 000 000 до 20 000 000 К. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость. Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, эффект магнитного присоединения и воздействием ударных волн. Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме -- вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмосферу, но в последнее время появилась возможность изучать их с помощью космических аппаратов. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 К, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая («открытая») магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.
Солнечный ветер. Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер -- поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и б-частиц), распространяющийся с постепенным уменьшением своей плотности, до границ гелиосферы. Солнечный ветер разделяют на два компонента -- медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 км/с и температуру 1,4 --1,6·10 6 К и по составу близко соответствует короне. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около 750 км/с, температуру 8·10 5 К, и по составу похож на вещество фотосферы. Медленный солнечный ветер вдвое более плотный и менее постоянный, чем быстрый. Медленный солнечный ветер имеет более сложную структуру с регионами турбулентности.
Атмосфера - газовая оболочка нашей планеты, которая вращается вместе с Землей. Газ, находящийся в атмосфере, называют воздухом. Атмосфера соприкасается с гидросферой и частично покрывает литосферу. А вот верхние границы определить трудно. Условно принято считать, что атмосфера простирается вверх приблизительно на три тысячи километров. Там она плавно перетекает в безвоздушное пространство.
Химический состав атмосферы Земли
Формирование химического состава атмосферы началось около четырех миллиардов лет назад. Изначально атмосфера состояла лишь из легких газов - гелия и водорода. По мнению ученых исходными предпосылками создания газовой оболочки вокруг Земли стали извержения вулканов, которые вместе с лавой выбрасывали огромное количество газов. В дальнейшем начался газообмен с водными пространствами, с живыми организмами, с продуктами их деятельности. Состав воздуха постепенно менялся и в современном виде зафиксировался несколько миллионов лет назад.
Главные же составляющие атмосферы это азот (около 79%) и кислород (20%). Оставшийся процент (1%) приходится на следующие газы: аргон, неон, гелий, метан, углекислый газ, водород, криптон, ксенон, озон, аммиак, двуокиси серы и азота, закись азота и окись углерода, входящих в этот один процент.
Кроме того, в воздухе содержится водяной пар и твердые частицы (пыльца растений, пыль, кристаллики соли, примеси аэрозолей).
В последнее время ученые отмечают не качественное, а количественное изменение некоторых ингредиентов воздуха. И причина тому - человек и его деятельность. Только за последние 100 лет содержание углекислого газа значительно возросло! Это чревато многими проблемами, самая глобальная из которых - изменение климата.
Формирование погоды и климата
Атмосфера играет важнейшую роль в формировании климата и погоды на Земле. Очень многое зависит от количества солнечных лучей, от характера подстилающей поверхности и атмосферной циркуляции.
Рассмотрим факторы по порядку.
1. Атмосфера пропускает тепло солнечных лучей и поглощает вредную радиацию. О том, что лучи Солнца падают на разные участки Земли под разными углами, знали еще древние греки. Само слово "климат" в переводе с древнегреческого означает "наклон". Так, на экваторе солнечные лучи падают практически отвесно, потому здесь очень жарко. Чем ближе к полюсам, тем больше угол наклона. И температура понижается.
2. Из-за неравномерного нагревания Земли в атмосфере формируются воздушные течения. Они классифицируются по своим размерам. Самые маленькие (десятки и сотни метров) - это местные ветра. Далее следуют муссоны и пассаты, циклоны и антициклоны, планетарные фронтальные зоны.
Все эти воздушные массы постоянно перемещаются. Некоторые из них довольно статичны. Например, пассаты, которые дуют от субтропиков по направлению к экватору. Движение других во многом зависит от атмосферного давления.
3. Атмосферное давление - еще один фактор, влияющий на формирование климата. Это давление воздуха на поверхность земли. Как известно, воздушные массы перемещаются с области с повышенным атмосферным давлением в сторону области, где это давление ниже.
Всего выделено 7 зон. Экватор - зона низкого давления. Далее, по обе стороны от экватора вплоть до тридцатых широт - область высокого давления. От 30° до 60° - опять низкое давление. А от 60° до полюсов - зона высокого давления. Между этими зонами и циркулируют воздушные массы. Те, что идут с моря на сушу, несут дожди и ненастье, а те, что дуют с континентов - ясную и сухую погоду. В местах, где воздушные течения сталкиваются, образуются зоны атмосферного фронта, которые характеризуются осадками и ненастной, ветреной погодой.
Ученые доказали, что от атмосферного давления зависит даже самочувствие человека. По международным стандартам нормальное атмосферное давление - 760 мм рт. столба при температуре 0°C. Этот показатель рассчитан на те участки суши, которые находятся практически вровень с уровнем моря. С высотой давление понижается. Поэтому, например, для Санкт-Петербурга 760 мм рт.ст. - это норма. А вот для Москвы, которая расположена выше, нормальное давление - 748 мм рт.ст.
Давление меняется не только по вертикали, но и по горизонтали. Особенно это чувствуется при прохождении циклонов.
Строение атмосферы
Атмосфера напоминает слоеный пирог. И каждый слой имеет свои особенности.
. Тропосфера - самый близкий к Земле слой. "Толщина" этого слоя изменяется по мере удаления от экватора. Над экватором слой простирается ввысь на 16-18 км, в умеренных зонах - на 10-12км, на полюсах - на 8-10 км.
Именно здесь содержится 80% всей массы воздуха и 90% водяного пара. Здесь образуются облака, возникают циклоны и антициклоны. Температура воздуха зависит от высоты местности. В среднем она понижается на 0,65° C на каждые 100 метров.
. Тропопауза - переходный слой атмосферы. Его высота - от нескольких сотен метров до 1-2 км. Температура воздуха летом выше, чем зимой. Так, например, над полюсами зимой -65° C. А над экватором в любое время года держится -70° C.
. Стратосфера - это слой, верхняя граница которого проходит на высоте 50-55 километров. Турбулентность здесь низкая, содержание водяного пара в воздухе - ничтожное. Зато очень много озона. Максимальная его концентрация - на высоте 20-25 км. В стратосфере температура воздуха начинает повышаться и достигает отметки +0,8° C. Это обусловлено тем, что озоновый слой взаимодействует с ультрафиолетовым излучением.
. Стратопауза - невысокий промежуточный слой между стратосферой и следующей за ней мезосферой.
. Мезосфера - верхняя граница этого слоя - 80-85 километров. Здесь происходят сложные фотохимические процессы с участием свободных радикалов. Именно они обеспечивают то нежное голубое сияние нашей планеты, которое видится из космоса.
В мезосфере сгорает большинство комет и метеоритов.
. Мезопауза - следующий промежуточный слой, температура воздуха в котором минимум -90°.
. Термосфера - нижняя граница начинается на высоте 80 - 90 км, а верхняя граница слоя проходит приблизительно по отметке 800 км. Температура воздуха возрастает. Она может варьироваться от +500° C до +1000° C. В течение суток температурные колебания составляют сотни градусов! Но воздух здесь настолько разрежен, что понимание термина "температура" как мы его представляем, здесь не уместно.
. Ионосфера - объединяет мезосферу, мезопаузу и термосферу. Воздух здесь состоит в основном из молекул кислорода и азота, а также из квазинейтральной плазмы. Солнечные лучи, попадая в ионосферу сильно ионизируют молекулы воздуха. В нижнем слое (до 90 км) степень ионизация низкая. Чем выше, тем больше ионизация. Так, на высоте 100-110 км электроны концентрируются. Это способствует отражению коротких и средних радиоволн.
Самый важный слой ионосферы - верхний, который находится на высоте 150-400 км. Его особенность в том, что он отражает радиоволны, а это способствует передаче радиосигналов на значительные расстояния.
Именно в ионосфере происходят такое явление, как полярное сияние.
. Экзосфера - состоит из атомов кислорода, гелия и водорода. Газ в этом слое очень разрежен и нередко атомы водорода ускользают в космическое пространство. Поэтому этот слой и называют "зоной рассеивания".
Первым ученым, который предположил, что наша атмосфера имеет вес, был итальянец Э. Торричелли. Остап Бендер, например, в романе "Золотой теленок" сокрушался, что на каждого человека давит воздушный столб весом в 14 кг! Но великий комбинатор немного ошибался. Взрослый человек испытывает на себя давление в 13-15 тонн! Но мы не чувствуем этой тяжести, потому что атмосферное давление уравновешивается внутренним давлением человека. Вес нашей атмосферы составляет 5 300 000 000 000 000 тонн. Цифра колоссальная, хотя это всего лишь миллионная часть веса нашей планеты.
Ближайшая к нам звезда – это конечно Солнце. Расстояние от Земли до него по космическим параметрам совсем небольшое: от Солнца до Земли солнечный свет идет всего лишь 8 минут.
Солнце – это не обычный желтый карлик, как считали ранее. Это центральное тело солнечной системы, возле которой вертятся планеты, с большим количеством тяжелых элементов. Это звезда, образовавшаяся после нескольких взрывов сверхновых, около которой сформировалась планетная система. За счет расположения, близкого к идеальным условиям, на третьей планете Земля возникла жизнь. Возраст Солнца насчитывает уже пять миллиардов лет. Но давайте разберемся, почему же оно светит? Какое строение Солнца, и каковы его характеристики? Что ждет его в будущем? Насколько значительное влияние оно оказывает на Землю и ее обитателей? Солнце – это звезда, вокруг которой вращаются все 9 планет солнечной системы, в том числе и наша. 1 а.е. (астрономическая единица) = 150 млн. км – таким же является и среднее расстояние от Земли до Солнца. В Солнечную систему входят девять больших планет, около сотни спутников, множество комет, десятки тысяч астероидов (малых планет), метеорные тела и межпланетные газ и пыл. В центре всего этого и находится наше Солнце.
Солнце светит уже миллионы лет, что подтверждают современные биологические исследования, полученные из остатков сине-зелено-синих водорослей. Изменись температура поверхности Солнца хотя бы на 10 %, и на Земле, погибло бы все живое. Поэтому хорошо, что наша звезда равномерно излучает энергию, необходимую для процветания человечества и других существ на Земле. В религиях и мифах народов мира, Солнце постоянно занимало главное место. Почти у всех народов древности, Солнце было самым главным божеством: Гелиос – у древних греков, Ра – бог Солнца древних египтян и Ярило у славян. Солнце приносило тепло, урожай, все почитали его, потому что без него не было бы жизни на Земле. Размеры Солнца впечатляют. Например, масса Солнца в 330 000 раз больше массы Земли, а его радиус в 109 раз больше. Зато плотность нашего звездного светила небольшая – в 1,4 раза больше, чем плотность воды. Движение пятен на поверхности заметил еще сам Галилео Галилей, таким образом доказав, что Солнце не стоит на месте, а вращается.
Конвективная зона Солнца
Радиоактивная зона около 2/3 внутреннего диаметра Солнца, а радиус составляет около 140 тыс.км. Удаляясь от центра, фотоны теряют свою энергию под влиянием столкновения. Такое явление называют — феномен конвекции. Это напоминает процесс, происходящий в кипящем чайнике: энергии, поступающей от нагревательного элемента, намного больше того количества, которое отводится тепло проводимостью. Горячая вода, находящаяся в близости от огня, поднимается, а более холодная опускается вниз. Этот процесс называются конвенция. Смысл конвекции в том, что более плотный газ распределяется по поверхности, охлаждается и снова идет к центру. Процесс перемешивания в конвективной зоне Солнца осуществляется непрерывно. Глядя в телескоп на поверхность Солнца, можно увидеть ее зернистую структуру — грануляции. Ощущение такое, что оно состоит из гранул! Это связано с конвекцией, происходящей под фотосферой.
Фотосфера Солнца
Тонкий слой (400 км) — фотосфера Солнца, находится прямо за конвективной зоной и представляет собой видимую с Земли «настоящую солнечную поверхность». Впервые гранулы на фотосфере сфотографировал француз Янссен в 1885г. Среднестатистическая гранула имеет размер 1000 км, передвигается со скоростью 1км/сек и существует примерно 15 мин. Темные образования на фотосфере можно наблюдать в экваториальной части, а потом они сдвигаются. Сильнейшие магнитные поля, являются отличительно чертой таких пятен. А темный цвет получается вследствие более низкой температуры, относительно окружающей фотосферы.
Хромосфера Солнца
Хромосфера Солнца (цветная сфера) – плотный слой (10 000 км) солнечной атмосферы, который находится прямо за фотосферой. Хромосферу наблюдать достаточно проблематично, за счет ее близкого расположения к фотосфере. Лучше всего ее видно, когда Луна закрывает фотосферу, т.е. во время солнечных затмений.
Солнечные протуберанцы – это огромные выбросы водорода, напоминающие светящиеся длинные волокна. Протуберанцы поднимаются на огромные расстояние, достигающие диаметра Солнца (1.4 млм км), двигаются со скоростью около 300 км/сек, а температура при этом, достигает 10 000 градусов.
Солнечная корона – внешние и протяженные слои атмосферы Солнца, берущие начало над хромосферой. Длина солнечной короны является очень продолжительной и достигает значений в несколько диаметров Солнца. На вопрос где именно она заканчивается, ученые пока не получили однозначного ответа.
Состав солнечной короны – это разряженная, высоко ионизированная плазма. В ней содержатся тяжелые ионы, электроны с ядром из гелия и протоны. Температура короны достигает от 1 до 2ух млн градусов К, относительно поверхности Солнца.
Солнечный ветер – это непрерывное истечение вещества (плазмы) из внешней оболочки солнечной атмосферы. В его состав входят протоны, атомные ядра и электроны. Скорость солнечного ветра может меняться от 300 км/сек до 1500 км/сек, в соответствии с процессами, происходящими на Солнце. Солнечный ветер, распространяется по всей солнечной системе и, взаимодействуя с магнитным полем Земли, вызывает различный явления, одним из которых, является северное сияние.
Характеристики Солнца
Масса Солнца: 2∙1030 кг (332 946 масс Земли)
Диаметр: 1 392 000 км
Радиус: 696 000 км
Средняя плотность: 1 400 кг/м3
Наклон оси: 7,25° (относительно плоскости эклиптики)
Температура поверхности: 5 780 К
Температура в центре Солнца: 15 млн градусов
Спектральный класс: G2 V
Среднее расстояние от Земли: 150 млн. км
Возраст: 5 млрд. лет
Период вращения: 25,380 суток
Светимость: 3,86∙1026 Вт
Видимая звездная величина: 26,75m
