Яке відстань від Землі до Сонця? – Ч. 2

Однак для спрощення математичних викладок при розрахунку спектральних ліній поняття звертає шару іноді застосовується.

Сонячні плями і факели. Часто в фотосфері спостерігаються сонячні плями і факели. Сонячні плями – це темні утворення, що складаються, як правило, з більш темного ядра (тіні) і навколишньої його півтіні. Діаметри плям сягають 200 000 км. Іноді пляма буває оточене світлою облямівкою. Зовсім маленькі плями називаються порами. Час життя плям – від декількох годин до декількох місяців. У спектрі плям спостерігається ще більше ліній і смуг поглинання, ніж у спектрі фотосфери, він нагадує спектр зірки спектрального класу КВ. Зміщення ліній у спектрі плям через ефект Доплера вказують на рух речовини в плямах – витікання на більш низьких рівнях і втеканіе на більш високих, швидкості руху досягають 3.103 м / с (ефект Евершеда). З порівнянь інтенсивності ліній і безперервного спектра плям і фотосфери випливає, що плями холодніше фотосфери на 1-2 тис. градусів (4500 К і нижче). Внаслідок цього на фоні фотосфери плями здаються темними, яскравість ядра складає 0,2-0,5 яскравості фотосфери, яскравість півтіні близько 80% фотосферної. Всі сонячні плями володіють сильним магнітним полем, що досягає для великих плям напруженості 5000 е.. Зазвичай плями утворюють групи, які за своїм магнітному полю можуть бути уніполярними, біполярними і мультиполярними, тобто містять багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальною півтінню. Групи плям завжди оточені смолоскипами і флоккуламі, протуберанцями, поблизу них іноді відбуваються сонячні спалахи, і в сонячній короні над ними спостерігаються утворення у вигляді променів шоломів, опахал – все це разом утворює активну область на Сонці. Середньорічне число спостережуваних плям і активних областей, а також середня площа, займана ними, змінюється з періодом близько 11 років. Це – середня величина, тривалість ж окремих циклів сонячної активності коливається від 7,5 до 16 років (див. Сонячна активність). Найбільше число плям, одночасно видимих на поверхні Сонця, змінюється для різних циклів більш ніж у два рази. В основному плями зустрічаються в т. н. королівських зонах, простягаються від 5 до 30 ° геліографічною широти по обидва боки сонячного екватора. На початку циклу сонячної активності широта місця розташування плям вище, в кінці циклу – нижче, а на більш високих широтах з'являються плями нового циклу. Частіше спостерігаються біполярні групи плям, що складаються з двох великих плям – головного і наступного, що мають протилежну магнітну полярність, і кілька дрібніших. Головні плями мають одну і ту ж полярність протягом усього циклу сонячної активності, ці полярності протилежні в північній та південній півсфера Сонця Мабуть, плями являють собою заглиблення в фотосфері, а щільність речовини в них менше щільності речовини в фотосфері на тому ж рівні.

В активних областях Сонця спостерігаються смолоскипи – яскраві фотосферні освіти, видимі в білому світлі переважно поблизу краю диска Сонця. Зазвичай смолоскипи з'являються раніше плям і існують деякий час після їх зникнення. Площа факельних майданчиків у кілька разів перевищує площу відповідної групи плям. Кількість смолоскипів на диску Сонця залежить від фази циклу сонячної активності. Максимальний контраст (18%) смолоскипи мають поблизу краю диска Сонця, але не на самому краю. В центрі диска Сонця факели практично не видні, контраст їх дуже малий. факели мають складну волокнисту структуру, контраст їх залежить від довжини хвилі, на якій проводяться спостереження. температура факелів на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери, загальне випромінювання з 1 см2 перевищуютьфотосферних на 3-5%. Мабуть, факели кілька підносяться над фотосферою. Середня тривалість їхнього існування – 15 діб., Але може досягати майже 3 міс.

Хромосфера. Вище фотосфери розташований шар атмосфери Сонця, званий хромосферою. Без спеціальних телескопів з вузькосмуговим світлофільтрами Хромосферу можна побачити під час повного сонячного затемнення як рожеве кільце, що оточує темний диск, в ті хвилини, коли Місяць повністю закриває фотосферу. Тоді можна спостерігати і спектр хромосфери, т. зв. спектр спалаху. На краю диска Сонця хромосфера представляється спостерігачеві як нерівна смужка, з якої виступають окремі зубчики – хромосферні спікули. Діаметр спікули 200-2000 км, висота порядка 10 000 км, швидкість підйому плазми в спікули до 30 км / сек. Одночасно на Сонці може бути до 250 тис. спікули. При спостереженні в монохроматичному світлі (наприклад, в світлі лінії іонізованого кальцію 3934 ангстрем) на диску Сонця видно яскраву хромосферної сітка, що складається з окремих вузликів – дрібних діаметром 1000 км і великих діаметром від 2000 до 8000 км. Великі вузлики являють собою скупчення дрібних. Розміри осередків сітки 30-40 тис. км. Вважають, що спікули утворюються на межі комірок хромосферної сітки. При спостереженні у світлі червоної водневої лінії 6563 ангстрем близько сонячних плям в хромосфері видно характерну вихрова структура (рис. 3). Щільність в хромосфері падає зі збільшенням відстані від центру Сонця Число атомів в 1 см3 змінюється від 1015 поблизу фотосфери до 109 у верхній частині хромосфери. Спектр хромосфери складається з сотень емісійних спектральних, ліній водню, гелію, металів. Найбільш сильні з них – червона лінія водню Нa (6563 A) і лінії Н і К іонізованого кальцію з довжиною хвилі 3968 A і 3934 A. Протяжність хромосфери неоднакова при спостереженні в різних спектр, лініях: в найсильніших хромосферних лініях її можна простежити до 14 000 км над фотосферою. Дослідження спектрів хромосфери призвело до висновку, що в шарі, де відбувається перехід від фотосфери до хромосфері, температура переходить через мінімум і в міру збільшення висоти над підставою хромосфери стає рівною 8-10 тис. К, а на висоті в декілька тис. км досягає 15 -20 тис. К. Встановлено, що в хромосфері має місце хаотичний (турбулентний) рух газових мас зі швидкостями до 15 ·

103 м / с. У хромосфері факели в активних областях видно в монохроматичному світлі сильних хромосферних ліній як світлі освіти, звані зазвичай флоккуламі. У лінії Нα добре видно темні утворення, що називаються волокнами.

На краю диска Сонця волокна виступають за диск і спостерігаються на фоні неба як яскраві протуберанці. Найбільш часто волокна і протуберанці зустрічаються у чотирьох розташованих симетрично щодо сонячного екватора зонах: полярних зонах північніше +40 ° і південніше -40 ° геліографічною широти і низькоширотних зонах близько ± 30 ° на початку циклу сонячної активності і 17 ° в кінці циклу. Волокна й протуберанці низькоширотних зон показують добре виражений 11-річний цикл, їхній максимум збігається з максимумом плям. У високоширотних протуберанців залежність від фаз циклу сонячної активності виражена менше, максимум настає через 2 роки після максимуму плям. Волокна, які є спокійними протуберанцями, можуть сягати довжини сонячного радіуса й існувати протягом декількох обертів Сонця. Середня висота протуберанців над поверхнею Сонця становить 30-50 тис. км, середня довжина – 200 тис. км, ширина – 5 тис. км. Згідно з дослідженнями А.Б. Північного, все протуберанці за характером рухів можна розбити на 3 групи: електромагнітні, в яких рухи відбуваються за впорядкованими викривленим траєкторіях – силовим лініям магнітного поля; хаотичні, у яких переважають неупорядковані, турбулентні рухи (швидкості порядку 10 км / сек); еруптивні, в яких речовина спочатку спокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається зі зростаючою швидкістю (що досягає 700 км / с) геть від Сонця температура в протуберанцях (волокнах) 5-10 тис. К, густина близька до середньої щільності хромосфери. Волокна, що представляють собою активні, мінливі протуберанці, досить сильно змінюються за кілька годин або навіть хвилин. Форма й характер рухів у протуберанцях тісно пов'язані з магнітним полем у хромосфері і сонячної корони.

Про сонячній короні см. Що таке корона Сонця?

Сонячні спалахи. В активних областях хромосфери спостерігаються раптові і порівняно короткочасні збільшення яскравості, видимі відразу в багатьох спектральних лініях. Ці яскраві освіти існують від декількох хвилин до декількох годин Вони називаються сонячними спалахами (колишня назва – хромосферні спалахи). Спалахи найкраще помітні у світлі водневої лінії Нa, але найбільш яскраві помітні іноді і в білому світі. У спектрі сонячного спалаху нараховується кілька сотень емісійних ліній різних елементів, нейтральних і іонізованих. температура тих шарів сонячної атмосфери, які дають світіння в хромосферних лініях (1-2) · 104 К, у вищих шарах – до 107 К. Щільність частинок у спалаху досягає 1013-1014 в 1 см3. Площа сонячних спалахів може досягати 1015 м3. Зазвичай сонячні спалахи відбуваються поблизу швидко розвиваються груп сонячних плям з магнітним полем складної конфігурації. Вони супроводжуються активізацією волокон і флоккули, а також викидами речовини. При спалаху виділяється велика кількість енергії (до 1010-1011 Дж).

Передбачається, що енергія сонячного спалаху спочатку запасається в магнітному полі, а потім швидко вивільняється, що призводить до локального нагріву і прискоренню протонів і електронів, що викликають подальший розігрів газу, його світіння в різних ділянках спектра електромагнітного випромінювання, утворення ударної хвилі. Сонячні спалахи дають значне збільшення ультрафіолетового випромінювання Сонця, супроводжуються сплесками рентгенівського випромінювання (іноді досить потужними), сплесками радіовипромінювання, викидом корпускул високих енергій аж до 1010 еВ. Іноді спостерігаються сплески рентгенівського випромінювання і без посилення світіння в хромосфері. Деякі сонячні спалахи (вони називаються протонними) супроводжуються особливо сильними потоками енергійних частинок – космічними променями сонячного походження. Протонні спалахи створюють небезпеку для знаходяться в польоті космонавтів, тому що енергійні частинки, стикаючись з атомами оболонки космічного корабля, породжують гальмівне, рентгенівське і гамма-випромінювання, причому іноді в небезпечних дозах.

Вплив сонячної активності на земні явища. Сонце є в кінцевому рахунку джерелом усіх видів енергії, якими користується людство (крім атомної енергії). Це – енергія вітру, падаючої води, енергія, що виділяється при згорянні всіх видів пального. Досить різноманітне вплив сонячної активності на процеси, що відбуваються в атмосфері, магнітосфері та біосфері Землі.

Інструменти для дослідження Сонця. Спостереження Сонця ведуться за допомогою рефракторів невеликого або середнього розміру і великих дзеркальних телескопів, у яких велика частина оптики нерухома, а сонячні промені направляються усередину горизонтальної або баштової установки телескопа за допомогою одного (сідеростат, геліостат) або двох (целостат) рухомих дзеркал. При будівництві великих сонячних телескопів особлива увага звертається на високу просторову роздільну здатність по диску Сонця. Створено спеціальний тип сонячного телескопа – внезатменний коронограф. Усередині коронографа здійснюється затемнення зображення Сонця штучної «Місяцем» – спеціальним непрозорим діском.В коронографа у багато разів зменшується кількість розсіяного світла, тому можна спостерігати поза затемненням самі зовнішні шари атмосфери Сонця.

Сонячні телескопи часто забезпечуються вузькосмуговим світлофільтрами, що дозволяють вести спостереження в світлі однієї спектральної лінії. Створені також нейтральні світлофільтри з перемінною прозорістю по радіусу, що дозволяють спостерігати сонячну корону на відстані декількох радіусів Сонця Зазвичай великі сонячні телескопи забезпечуються потужними спектрографами з фотографічною або фотоелектричної реєстрацією спектрів. Спектрограф може мати також магнітограф – прилад для дослідження зєємановськимі розщеплення і поляризації спектральних ліній і визначення величини і напряму магнітного поля на Сонці. Необхідність усунути замивають дію земної атмосфери, а також дослідження випромінювання Сонця в ультрафіолетовій, інфрачервоній і деяких інших областях спектру, які поглинаються в атмосфері Землі, призвели до створення орбітальних обсерваторій за межами атмосфери, що дозволяють отримувати спектри Сонця й окремих утворень на його поверхні поза земною атмосфери.

Література: Сонце, під ред. Дж. Койпера, пров. з англ., т. 1, М., 1957; Ягер К., Будова і динаміка атмосфери Сонця, пров. з англ., М., 1962; Аллен К. У., Астрофізичні величини, пров. з англ., М., 1960; Мустель Е. Р., Зоряні атмосфери, М., 1960; Північний А. Б., фізика Сонця, М., 1956; Зірін Г., Сонячна атмосфера, пров. з англ., М., 1969: Alien CW, Astrophysical quantities, 3 ed., L., 1973.

Джерело: Велика радянська енциклопедія – Сонце

Додатково в базі даних Генона про Сонце:

  • З якою швидкістю обертається Сонце?
  • Що таке корона Сонця?
  • Чому дорівнює світність Сонця?
  • Чому дорівнює зоряна величина Сонця?
  • Яка температура на поверхні і в надрах Сонця?
  • Які основні етапи досліджень Сонця?
  • Як сонячна активність впливає на життя на Землі?

Category: Наука та освіта

Comments (Прокоментуй!)

There are no comments yet. Why not be the first to speak your mind.

Leave a Reply