Область возникновения в атмосфере солнца


Область возникновения в атмосфере солнца

Поверхность Солнца, которую мы видим, известна как фотосфера. Это область, где свет из ядра, наконец достигает поверхности. Температура фотосферы составляет около 6000 К, и она светится белым светом.

Фотосфера


Прямо над фотосферой, атмосфера простирается на несколько сотен тысяч километров. Давайте подробнее рассмотрим строение атмосферы Солнца.

Первый слой в атмосфере име&#.
086;тосферы, с температурой около 4000 К. Для звезды это достаточно прохладно.

Хромосфера

Следующий слой известен как хромосфера. Она находится на расстоянии всего лишь около 10.000 км от поверхности.
1042; верхней части хромосферы, температура может достигать 20000 К. Хромосфера невидима без специального оборудования, в котором используются узкополосные оптические фильтры. Гигантские солнечные протуберанцы могут подниматься в хромосфере на высоту 150.000 км.


Над хромосферой располагается переходный слой. Ниже этого слоя, гравитация является доминирующей силой. Над переходной областью, температура поднимается быстро, потому что гелий становится полностью ионизованным.


Солнечная корона

Следующий слой за хромосферой — корона Солнца, и она распространяется от звезды на миллионы километров в космосе. Вы можете увидеть корону во время полного затмения, когда диск светила закрыт Луной. Температура короны примерно в 200 раз горячее поверхности.


В то время, как температура фотосферы всего 6000 K, у короны она может достигать 1-3 млн. градусов Кельвина. Ученые до сих пор до конца не знают, почему она настолько высока.

Гелиосфера

Верхняя часть атмосферы называется гелиосфера.
1069;то пузырь пространства, заполненный солнечным ветром, он простирается примерно на 20 астрономических единиц (1 а.е. это расстояние от Земли до Солнца). В конечном итоге, гелиосфера постепенно переходит в межзвездную среду.


Источник: SpaceGid.com

    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.
е 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.
е 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

Источник: galspace.spb.ru

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

Фотосфера

Фотосфера — Это видимая поверхность звезды, извергающая основную часть оптического излучения. Толщина этого слоя от 100 до 400 км, а температура от 6600° К (внутри) до 4400° К (у внешнего края). Размеры Солнца определяются именно по фотосфере. Газ здесь относительно разреженный, а скорость вращения его различна в зависимости от области. В экваториальной области один оборот происходит за 24 дня, а в районе полюсов за 30 дней.

Фотосфера

Хромосфера

Эта оболочка окружает фотосферу, и её толщина около 2000 км. Верхняя граница хромосферы характерна постоянными горячими выбросами – спикулами. Эту часть Солнца увидеть можно только при полном солнечном затмении. Тогда она проявляется в красных тонах.

Хромосфера

Солнечная корона

Это последняя солнечная оболочка. Она характеризуется наличием протуберанцев и извержениями энергии. Они выплёскиваются на сотни тысяч километров, порождая солнечный ветер.

Солнечная корона

Температура короны намного выше поверхности Солнца – 1 000 000° К – 2 000 000° К, а в некоторых местах от 8 000 000° К до 29 000 000° К. Но увидеть корону можно лишь при солнечном затмении. Корона изменяет свою форму. Изменения зависят от цикла солнечной активности. На пиках максимума её форма округлая, а в минимальных значениях – вытянутая вдоль экватора.

Солнечный ветер

Солнечный ветер — это поток ионизованных частиц, выбрасываемых из Солнца во всех направлениях со скоростью около 400 км в секунду. Источником солнечного ветра является солнечная корона. Температура короны Солнца настолько высока, что сила гравитации не способна удержать ее вещество вблизи поверхности, и часть этого вещества непрерывно улетает в межпланетное пространство.

Солнечный ветер онлайн

Хотя мы понимаем общие причины, по которым возникает солнечный ветер, многие детали этого процесса все еще не ясны. В частности, в настоящее время до конца не известно, где именно корональный газ ускоряется до таких высоких скоростей.

Источник: light-science.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.

Область возникновения в атмосфере солнца

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.

Область возникновения в атмосфере солнца

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.

Область возникновения в атмосфере солнца

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.

Область возникновения в атмосфере солнца

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.

Область возникновения в атмосфере солнца

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.

Область возникновения в атмосфере солнца

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.

Область возникновения в атмосфере солнца

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.

Область возникновения в атмосфере солнца

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.

Область возникновения в атмосфере солнца

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).

Область возникновения в атмосфере солнца

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.

Область возникновения в атмосфере солнца

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


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

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