Хромосфера солнца это


Солнечная система > Солнце > Хромосфера 

Изучите хромосферу Солнца – слой над фотосферой: описание строения Солнца с фото, толщина и температура хромосферы, необычные явления, характеристика спикулы.

Визуально Солнце выглядит как масса раскаленного газа или плазмы, но в действительности звезда состоит из различных слоев. Хромосфера — относительно небольшая по толщине область Солнца, которая находится чуть выше фотосферы, которую мы непосредственно наблюдаем. Её средняя температура около 5,800К и она производит видимое излучение. Именно здесь фотоны, генерируемые внутри Солнца, вырываются в космос. Хромосфера составляет всего 2000 км. Ниже можно рассмотреть структуру и строение звезды Солнечной системы.

Хотя хромосфера звезды — тонкая область, здесь резко изменяется плотность, увеличиваясь сверху вниз в 5 000 000 раз. Верхняя граница хромосферы Солнца называется переходной, выше которой расположена корона. Удивительной особенностью хромосферы является то, что она значительно горячей, чем фотосфера. Её температура колеблется от 20000 К до 4500 К, хотя она более отдалена от центра звезды. Астрономы считают, что вызвано это турбулентностями в солнечной атмосфере.


Хромосферу Солнца увидеть без специальных приборов трудно, так как свет от фотосферы намного ярче. Она наделена фиолетово-красноватым цветом, и увидеть её можно при полном солнечном затмении. Характерной особенностью звездной хромосферы являются спикулы — светящиеся столбы плазмы, похожие на траву, которая растет на поверхности Солнца. Солнечное вещество внутри подобных образований перетекает от поверхности в горячую корону с примерной скоростью 20-30 км/с. Спикулы лучше всего видно на краю Солнца и расположены вдоль границ хромосферы. Продолжительность жизни спикул крайне короткая — они могут подниматься в солнечную хромосферу и, затем, исчезать снова в течение 10 минут.

Источник: v-kosmose.com

Солнце языком цифр

Солнце, несмотря на то, что числится по классификации звезд “желтым карликом” так велико, что нам даже сложно представить. Когда мы говорим, что масса Юпитера – это 318 масс Земли, это кажется невероятным. Но когда мы узнаем, что 99,8% массы всего вещества Солнечной системы приходится на Солнце – это просто выходит за рамки понимания.


За прошедшие годы мы немало узнали о том как устроена “наша” звезда. Хотя человечество не изобрело (и вряд ли когда-то изобретет) исследовательский зонд, способный физически приблизиться к Солнцу и взять пробы его вещества, мы итак неплохо осведомлены об его составе.

Знание физики и возможности спектрального анализа дают нам возможность точно сказать, из чего состоит Солнце:  70% от его массы составляет водород, 27% – гелий, другие элементы  (углерод, кислород, азот, железо, магний и другие) – 2,5%.

Однако, только этой сухой статистикой наши знания, к счастью, не ограничиваются.

Что находится внутри Солнца

Согласно современным расчетам температура в недрах Солнца достигает 15 – 20 миллионам градусов Цельсия, плотность вещества звезды достигает 1,5 грамма на кубический сантиметр.

Источник энергии Солнца – постоянно идущая ядерная реакция, протекающая глубоко под поверхностью, благодаря которой и поддерживается высокая температуру светила. Глубоко под поверхностью Солнца водород превращается в гелий в следствии ядерной реакции с сопутствующим выделением энергии.
“Зона ядерного синтеза” Солнца называется солнечным ядром и имеет радиус примерно 150—175 тыс. км (до 25 % радиуса Солнца). Плотность вещества в солнечном ядре в 150 раз превышает плотность воды и почти в 7 раз – плотность самого плотного вещества на Земле: осмия.

Ученым известны два вида термоядерных реакций протекающих внутри звезд: водородный цикл и углеродный цикл. На Солнце преимущественно протекает водородный цикл, который можно разбить на три этапа:


  • ядра водорода превращаются в ядра дейтерия (изотоп водорода)
  • ядра водорода превращаются в ядра неустойчивого изотопа гелия
  • продукты первой и второй реакции связываются с образованием устойчивого изотопа гелия (Гелий-4).

Каждую секунду в излучение превращаются 4,26 миллиона тонн вещества звезды, однако по сравнению с весом Солнца, даже это невероятное значение так мало, что им можно пренебречь.

Выход тепла из недр Солнца совершается путем поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу и его дальнейшего переизлучения.

Ближе к поверхности солнца излучаемая из недр энергия переносится преимущественно в зоне конвекции Солнца с помощью процесса конвекции – перемешивании вещества (теплые потоки вещества поднимаются ближе к поверхности, холодные же опускаются).
Зона конвекции залегает на глубине около 10% солнечного диаметра и доходит почти до поверхности звезды.

Атмосфера Солнца

Выше зоны конвекции начинается атмосфера Солнца, в ней перенос энергии снова происходит с помощью излучения.


Фотосферой называют нижний слой солнечной атмосферы – видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствует оптической толщине приблизительно в 2/3 единицы, а в абсолютных величинах фотосфера достигает толщины 100-400 км. Именно фотосфера является источником видимого излучения Солнца, температура составляет от 6600 К (в начале) до 4400 К (у верхнего края фотосферы).

На самом деле Солнце выглядит как идеальный круг с четкими границами только потому, что на границе фотосферы его яркость падает в 100 раз за менее чем одну секунду дуги. За счет этого края Солнечного диска заметно менее ярки нежели центр, их яркость всего 20% от яркости центра диска.

Хромосфера – второй атмосферный слой Солнца, внешняя оболочка звезды, толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К. Наблюдая Солнце с Земли, мы не видим хромосферу из-за малой плотности. Её можно наблюдать только во время солнечных затмений – интенсивное красное свечение вокруг краев солнечного диска, это и есть хромосфера звезды.

Солнечная корона – последняя внешняя оболочка солнечной атмосферы. Корона 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 до 2 млн К, но может доходить и до 20 млн К. Однако, как и в случае с хромосферой – с земли солнечная корона видна только во время затмений. Слишком малая плотность вещества солнечной короны не позволяет наблюдать её в обычных условиях.

Солнечный ветер


Солнечный ветер – поток заряженных частиц (протонов и электронов), испускаемых нагретыми внешними слоями атмосферы звезды, который простирается до границ нашей планетарной системы. Светило ежесекундно теряет миллионы тонн своей массы, из-за этого явления.

Около орбиты планеты Земля скорость частиц солнечного ветра достигает 400 километров в секунду (они перемещаются по нашей звездной системе со сверхзвуковой скоростью), а плотность солнечного ветра от нескольких до нескольких десятков ионизированных частиц в кубическом сантиметре.

Именно солнечный ветер нещадно “треплет” атмосферу планет, “выдувая” содержащиеся в ней газы в открытый космос, он же во многом ответственен за “хвосты” комет. Противостоять солнечному ветру Земле позволяет магнитное поле планеты, которое служит невидимой защитой от солнечного ветра и препятствует оттоку атомов атмосферы в открытый космос. При столкновении Солнечного ветра с магнитным полем планеты происходит оптическое явление, которое на Земле мы называем – полярное сияние, сопровождаемое магнитными бурями.

Впрочем, неоспорима и польза солнечного ветра – именно он “сдувает” из Солнечной системы и космическую радиацию галактического происхождения – а следовательно оберегает нашу звездную систему от внешних, галактических излучений.


Источник: starcatalog.ru

Солнечная атмосфера состоит из нескольких слоёв: фотосферы, хромосферы и короны.

Фотосфера — это самый нижний слой солнечной атмосферы. Её толщина не превышает и 300 километров.

Хромосфера солнца это

Температура фотосферы по мере приближения к её внешнему краю уменьшается с 6600 К до 4400 К. При таких температурах раскалённый газ излучает энергию преимущественно в оптическом диапазоне волн. Именно этот нижний слой атмосферы, видимый как желтовато-яркий диск, зрительно воспринимается нами как Солнце.

При близком рассмотрении фотосферы можно заметить, что её поверхность состоит как бы из отдельных зёрен — гранул. Это огромные пузыри плазмы, диаметр которых может достигать 700—1000 километров.

Хромосфера солнца это

Существует одна такая гранула недолго — в среднем 5—10 минут. Затем на её месте появляется новая гранула, которая будет отличаться от прежней по форме и размерам. Процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул в фотосфере называется грануляцией.


Наиболее приметными и самыми известными объектами фотосферы Солнца являются солнечные пятна. Их диаметр может достигать 200 000 километров, что существенно больше диаметра нашей планеты. Но есть и маленькие пятна, которые принято называть порами.

Хромосфера солнца это

Интересно, что первые сообщения о пятнах на Солнце относятся к 800 году до нашей эры. А первые зарисовки солнечных пятен найдены в хронике Иоанна Вустерского 1128 года.

Солнечные пятна — это области «холодного» газа. Их температура примерно на 2000—2500 оС меньше, чем температура окружающей фотосферы. Поэтому на общем фоне поверхности Солнца они выглядят темнее.

Наблюдение за солнечными пятнами в начале XVII века показали, что их положение на Солнце постоянно меняется. Так было установлено, что наша звезда вращается вокруг своей оси. Причём её вращение совпадает с направлением движения планет. Однако период вращения частей Солнца неодинаков. Так на экваторе время полного оборота вокруг оси составляет 25,05 дней. У полюсов же сидерический период увеличивается до 34,3 дня.


Солнечные пятна — это не статичные объекты. Сначала они наблюдаются как маленькие тёмные участки, диаметр которых не превышает 3000 километров. Большинство таких участков в скором времени исчезает. Однако некоторые из них могут увеличиваться в несколько десятков раз, сливаться в большие группы, менять форму и размеры на протяжении нескольких оборотов Солнца.

 

Возникновение тёмных пятен на Солнце учёные связывают с колебаниями его магнитного поля. Так, в обычных условиях его индукция лишь в 2 раза превышает индукцию магнитного поля Земли. Но иногда в небольшой области возникают концентрированные магнитные поля, индукция которых может достигать 0,5 Тл. Такие мощные поля не дают горячей плазме подняться к поверхности. В результате чего вместо светлых гранул образуется тёмное пятно.

Несмотря на то, что наблюдение за Солнечными пятнами идёт уже не одно столетие, учёные до сих пор не знают механизма и частоту их формирования. 17 января 2017 года стало известно, что учёным Европейской южной обсерватории с помощью самого мощного микроволнового телескопа на Земле «АЛМА» удалось заглянуть «внутрь» солнечного пятна и сделать его снимки на волне 1,25 мм. Они надеются, что в будущем это поможет разгадать тайну этих магнитных структур.

Хромосфера солнца это

Вместе с тем вблизи пятен, где магнитное поле слабее, конвективные движения усиливаются. И тогда в этих местах появляются хорошо заметные яркие образования — факелы. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, а их температура на несколько сотен градусов превышает температуру фотосферы.

Во время полного солнечного затмения вокруг диска Луны бывает видна тонкая полоска красновато-фиолетового или розового цвета. Это хромосфера Солнца.


Хромосфера солнца это

Её толщина составляет порядка 10 000 километров. А температура вещества в ней увеличивается с высотой от 4000 К до 20 000 К. Несмотря на такую высокую температуру, яркость хромосферы невелика из-за малой плотности вещества в ней.

Основным элементом структуры хромосферы Солнца являются спикулы. Они представляют собой достаточно тонкие, в масштабах Солнца, столбики светящейся плазмы. Одна такая спикула в среднем живёт около 5—10 минут. А её максимальная длина может достигать 20 000 километров. Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Анджело Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями.

Хромосфера солнца это

Самая разреженная и самая горячая оболочка атмосферы Солнца — это солнечная корона. Её толщина составляет несколько радиусов Солнца. А температура плазмы в ней достигает 2 000 000 К.

Корона в основном состоит из протуберанцев и солнечных извержений. Протуберанцы наблюдаются на самом краю солнечного диска. Они похожи на гигантские арки, которые опираются на хромосферу Солнца.


Хромосфера солнца это

Как правило, в большинстве протуберанцев вещество движется медленно, а время их существования может достигать нескольких месяцев. Но иногда потоки вещества в них начинают довольно быстро двигаться. Говорят, что протуберанец стал активным. Активный протуберанец может жить от нескольких десятков минут до нескольких суток. Затем он либо исчезает, либо превращается в эруптивный протуберанец. Они по внешнему виду напоминают гигантские фонтаны, которые в некоторых случаях бьют на высоту до 2 000 000 километров. Скорость вещества в таких образованиях достигает нескольких сотен километров в секунду.

Детальное изучение данного явления показало, что происходит оно в основном во время вспышек. Вспышки — это самые мощные проявления солнечной активности, во время которых иногда выделяется энергия, эквивалентная взрыву примерно 160 миллиардов мегатонных атомных бомб (6 ∙ 1025 Дж). Для сравнения: это объём мирового потребления электроэнергии за миллион лет.

Хромосфера солнца это

Облака плазмы, обусловленные солнечными вспышками и корональными выбросами, достигают Земли примерно через двое-трое суток. Они приводят к возникновению геомагнитных бурь на Земле, которые определённым образом влияют на технику и биологические объекты (в том числе и человека).

Число пятен и протуберанцев, частота и мощность вспышек на Солнце меняются с определённой, хотя и не очень строгой периодичностью. Эти периодические изменения солнечной активности называют солнечной цикличностью.

Наиболее известным и лучше всего изученным является солнечный цикл Швабе, длительностью около 11 лет (хотя фактически, колебания циклов происходит в пределах от 7,5 до 16 лет).

Спустя два цикла Швабе (то есть спустя 22 года) магнитное поле Солнца возвращается в своё исходное состояние. Этот цикл получил название цикла Хейла в честь американского астронома Джорджа Эллери Хейла.

Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер. Он представляет собой непрерывный расширяющийся поток разреженной плазмы, радиально исходящий от Солнца вдоль линий напряжённости магнитного поля и заполняющий собой межпланетное пространство.

Хромосфера солнца это

Вблизи нашей планеты его скорость составляет порядка 450 км/с, и она увеличивается по мере удаления от Солнца. А плотность солнечного ветра вблизи Земли составляет всего несколько частиц в кубическом сантиметре.

Поток солнечной плазмы не может преодолеть противодействие магнитного поля Земли и обтекает его. При этом образуется полость каплеобразной формы — магнитосфера. Как мы уже знаем, она имеет сложную форму. Со стороны Солнца граница магнитосферы сжата давлением солнечного ветра. С ночной же стороны она вытягивается длинным цилиндрическим хвостом на значительное расстояние, и где заканчивается — неизвестно (хотя некоторые учёные считают, что длина магнитного хвоста Земли составляет порядка 6000 её радиусов).

Хромосфера солнца это

Небольшая часть захваченных геомагнитным полем заряженных частиц образует вокруг нашей планеты радиационный пояс. Здесь движутся протоны, ионы и электроны, обладающие самой высокой энергией. Эти частицы, попадая из в верхние слои атмосферы в районе полюсов, заставляют светиться её основные составляющие — азот и кислород, вызывая полярные сияния.

В настоящее время для изучения Солнца, помимо земных солнечных телескопов, активно используются космические аппараты. Так, например, 26 октября 2006 года для изучения солнечной активности НАСА вывела на гелиоцентрическую орбиту два одинаковых космических аппарата «СТЕРЕО». Они находятся в разных точках орбиты Земли и позволяют изучать магнитные облака, летящие к Земле, «со стороны».

А 1 февраля 2010 года была запущена космическая обсерватория солнечной динамики. На её борту находится аппаратура, способная получать 12 различных видов изображений Солнца.

Хромосфера солнца это

А разрешение снимков таково, что учёные могут наблюдать на поверхности Солнца детали с угловым размером 0,6 угловой секунды. В период с 2010 по 2015 годы космической обсерваторией было собрано около 2600 терабайт данных, в том числе более 200 млн фотографий поверхности Солнца.

И последнее. Знаете ли вы, что Солнце светит почти белым светом? Но из-за рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает желтоватый оттенок.

Источник: videouroki.net

Астрономы обнаружили во внешних слоях Солнца новый вид сферических образований, которые движутся по искривленным траекториям, подобно пушечным ядрам. Наблюдения в разных диапазонах показывают, что эти структуры являются сгустками материала хромосферы Солнца, которые приводятся в движение пересоединением магнитных линий, пишут авторы в принятом к публикации в The Astrophysical Journal Letters препринте на сайте arXiv.org.

Хромосфера — это одна из внешних оболочек Солнца и других звезд, расположенная между фотосферой, где рождается большая часть оптического излучения, и гораздо более разреженной и горячей короной. В хромосфере значительно меняются такие параметры как плотность и температура плазмы, поэтому в ней происходит множество видов активности, таких как спикулы, выбросы и бомбы Эллермана.

Спикулы — это быстродвижущиеся и короткоживущие (характерное время около 15 минут) струи горячей плазмы, которые выстреливают в хромосферу на высоту до десятков тысяч километров, а затем исчезают. Выбросы — менее масштабные и еще более короткие (2–10 минут) потоки плазмы в виде перевернутой буквы Y, которые связаны с пересоединением линий магнитного поля небольшой индукции. Бомбы Эллермана — это крошечные по масштабам Солнца вспышки длительностью около 5 минут, наблюдаются по краям солнечных пятен, где линии магнитного поля выходят на поверхность фотосферы.

В работе под руководством Шухун Яна (Shuhong Yang) из Китайской академии наук описывается новый вид транзиентного хромосферного объекта, который авторы называли пушечными ядрами (cannonballs, очевидный каламбур с употребляемой в разговорной речи фразой to do a cannonball, то есть «прыгать в воду «бомбочкой»»). Авторы обнаружили явление при изучении Солнца при помощи наземного китайского телескопа NVST в фильтре H-альфа, то есть на длине волны примерно 656 нанометров, что соответствует переходу электрона в атоме водорода с третьего уровня на второй.

На полученных кадрах астрономы заметили объекты, перемещающиеся по искривленным траекториям подобно выпущенному из пушки ядру. В некоторых случаях они были темнее окружающего вещества, в других — светлее. На основе собранных данных удалось измерить параметры «ядер»: их средняя скорость оказалась равна 56 километрам в секунду, объем примерно равен полутора миллиардам кубических километров, а масса — ста пятидесяти миллионам килограмм.

В дополнительном сеансе наблюдений приняла участие американская космическая обсерватория SDO, изучившая объекты в ультрафиолетовом диапазоне, а также позволившая восстановить структуру магнитного поля. Астрономам удалось зафиксировать повышенную светимость в ультрафиолете от «ядер» и изменения магнитного поля рядом с ними.

Данные позволили авторам выдвинуть идею о происхождении данного феномена. Согласно ей подобные сгустки рождаются при пересоединении магнитных линий в хромосфере. Так может происходить в результате всплытия из глубины звезды небольших магнитных петель, которые затем взаимодействуют с более крупномасштабным полем, что приводит плазму в движение вдоль доминирующего направления поля. При подобных пересоединениях энергия магнитного поля должна превращаться в кинетическую, потенциальную и тепловую энергию среды, что позволяет объяснить высокие скорости движения «ядер», а также должно быть эффективным способом разогрева хромосферы.

Однако пока что далеко не все ясно с данным феноменом. В частности, не понятно, почему некоторые «ядра» яркие, в то время как другие тусклее окружающего вещества, нет также объяснения их форме: если они управляются магнитным полем, то почему не выглядят как струи. Тем не менее, авторы уверены, что нашли новое явление на Солнце, а не необычное проявление спикул, коронального дождя или других уже описанных процессов.

Хромосферу можно увидеть во время солнечного затмения как тонкую розоватую область, едва выглядывающую из-за диска Луны. В частности, ее можно разглядеть на некоторых фотографиях с недавнего полного затмения в Южном полушарии. Ранее физики не смогли объяснить прозрачность Солнца ошибками теории, а нейросеть помогла определить магнитное поле на дальней стороне Солнца.

Тимур Кешелава

Источник: nplus1.ru

Все 6 снимков, расположенных выше, получены от солнечной обсерватории SOHO. Вы можете посмотреть изображение Солнца на текущую дату (−1 день), используя специальный браузер, созданный Кристианом Ларсеном (Kristian Pontoppidan Larsen). Он — специалист по прикладной физике из Дании и поклонник SOHO, которому нравится создавать прикладные web-программы и изучать связь между Солнцем, погодой и климатом.

Пояснения к программе К. Ларсена:
Двигая ползунок шкалы, расположенной сразу под изображением Солнца, вы можете рассмотреть Солнце в 4 линиях спектра с фиксированной температурой солнечного вещества, а так же в промежутках между ними. Завершают шкалу изображения, получаемые с помощью прибора Michelson Doppler Imager (MDI). Этот инструмент получает карты магнитного поля Солнца и скоростей вещества на высоте формирования линии наблюдений). MDI-Cont в линии ионизированного никеля Ni I с длиной волны λ = 6768 Å (676,8 нм), на которых можно видеть солнечные пятна, и MDI-Mag — магнитограмма солнечной поверхности с черно-белым изображением полярности пятен. Сейчас (12.09.09) крупных пятен на Солнце нет, но маленькие образования все же видны.

EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) — изображения экстремального ультрафиолетового телескопа. Изображения солнечной атмосферы представлены в нескольких длинах волн, и поэтому, показывают солнечный материал при различных температурах.
В изображениях, с длиной волны λ = 3040 Å (304 нм),
представлен яркий материал с температурой 60 000–80 000 кельвинов.
Чем выше температура, тем выше расположен данный слой в солнечной атмосфере.
При λ = 1710 Å (171 нм), Т = 1 000 000 К,
при λ = 1950 Å (195 нм), Т = 1 500 000 К,
при λ = 2840 Å (284 нм), Т = 2 000 000 К.
Хромосфера солнца это

Источник: osiktakan.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.