Запрос:

Установить плагин

Рекомендую
0 0

Хромосфера и корона Солнца.


Излучение верхних слоёв солнечной атмосферы в оптическом диапазоне прямыми методами невозможно, так как оно слабее оптического излучения фотосферы не менее, чем в 10000 раз. Для изучения верхних слоёв атмосферы Солнца используются два основных метода: искусственное экранирование солнечного диска (искусственное солнечное затмение), что позволяет наблюдать хромосферу и корону за краем солнечного диска в плоскости полученного изображения и изучение внешней атмосферы в проекции на диск Солнца, основанное на непрозрачности хромосферы и короны в свете некоторых линий. Независимые данные о внешней атмосфере Солнца также могут быть получены из радионаблюдений на длинах волн, не превышающих 1 см.
Хромосфера Солнца представляется излучающим слоем протяжённостью около 10000 км. Нижняя хромосфера (от поверхности Солнца до высот порядка 1500 км) излучает слабый непрерывный спектр, на фоне которого видны многочисленные, в основном слабые, эмиссионные линии. В проекции на диск Солнца они наблюдаются как линии поглощения на фоне фотосферного излучения. Характеристики эмиссионного спектра позволяют определить физические условия в нижней хромосфере. Температура этого слоя относительно низкая - около 5000 К. Интенсивность слабых эмиссионных линий уменьшается с высотой в соответствии со спадом плотности по экспоненциальному закону.
По интенсивности линий удаётся выявить на высотах свыше 1500 км участки повышенной яркости, соответствующие уплотнениям газа. На некоторой высоте, характерной для каждой линии, наблюдается свечение изолированных газовых столбов - хромосферных спикул. Диаметр спикул порядка 1000 км, скорость подъёма или опускания около 20 км/с, время жизни - несколько минут.
Хромосфера выше 1500 км представляет собой в основном набор сравнительно плотных газовых волокон и струй (С температурой порядка 6000 - 15 000 К) с гораздо более разреженным газом между ними. Выше 4 - 5 тыс. км остаются только спикулы. При наблюдении в линиях Нα или К хромосфера имеет вид мелких узелков, по размерам немного превосходящих гранулы. Эти узелки объединяются в крупные ячейки диаметром 20 - 30 тыс. км. Они покрывают весь диск, образуя хромосферную сетку. В ячейке газ растекается от центра к периферии со скоростью 0,3 - 0,4 км/с. Магнитное поле на границе ячеек усилено и составляет 10 - 15 Э. Время жизни такого образования - около суток.
Усиление поля вызывает интенсификацию свечения хромосферы близ границ сетки. Участки активной хромосферы в проекции на диск представляют собой яркие области - флоккулы, пересечённые системой тёмных волоконец - фибрилл. Системы этих волоконец (шириной 1000 - 2000 км и длиной 10000 км) обычно соединяют области противоположных полярностей магнитного поля. Над старыми пятнами обычное радиальное расположение волокон несколько нарушается - образуется вихреобразная структура типа циклона. Тёмные волокна представляют собой уплотнения газа, вытянутые вдоль силовых линий магнитного поля. Интенсивность излучения хромосферы (хромосферная эмиссия) в целом невелика. Для звёзд солнечного типа установлено, что хромосферная эмиссия падает с уменьшением скорости вращения звёзд и их возрастом. Согласно этому критерию, Солнце - довольно старая звезда с низкой активностью.
Между хромосферой и короной лежит узкий переходный слой, в котором температура быстро растёт с десятков тысяч до миллионов градусов.
Солнечная корона в момент полной фазы затмения представляется серебристым сиянием, простирающимся до нескольких радиусов Солнца. Свечение короны - это рассеянное на свободных электронах излучение фотосферы. По его интенсивности можно заключить, что в основании короны число электронов (и протонов) в 1 см³ ≈ 3х108 и что это число заметно уменьшается с высотой. Таким образом солнечную корону образует чрезвычайно разреженный газ, и даже слабые магнитные поля, проникающие в корону, оказывают существенное влияние на её динамические характеристики и строение. Фотографии показывают, что корона не является однородным образованием. Выделяются корональные щёточки близ полюсов, дуги и корональные лучи на более низких широтах. Корональные магнитные поля, являющиеся продолжением нижележащих полей, изменяются медленно. В соответствии с этим структура короны довольно устойчива, существенные изменения происходят за годы. Температура короны составляет от 1,5 до 10 млн. градусов. В короне расположены сравнительно холодные (~ 10000 К) плотные облака - протуберанцы, простирающиеся в длину до трети радиуса Солнца. Эти облака имеют подчас причудливую форму, движения в них очень сложны. Наиболее распространены «спокойные» протуберанцы, появление которых обычно связано с развитием группы пятен, но существуют они значительно дольше пятен (до 1 года). Непосредственно в зоне пятен наблюдаются после вспышек так называемые протуберанцы солнечных пятен - потоки газа, втекающего из короны в зону пятен со скоростями в несколько десятков км/с. другой вид протуберанцев связан с выбросами вещества вверх (обычно после вспышек) со скоростями ~ 100 - 1000 км/с (так называемые быстрые эруптивные протуберанцы.
Физические условия в протуберанцах близки к хромосферным, поэтому характер спектров и методы наблюдения протуберанцев и хромосферы совпадают. Образование протуберанцев, траектории движения и поддержка тяжёлых газовых облаков в короне обусловлены действием магнитных сил.

Рекомендации Друзья