атмосфера. Будова та склад атмосфери Землі
Спектральний аналіз сонячних променів показав, що найбільше у нашій зірці водню (73% від маси зірки) та гелію (25%). На інші елементи (залізо, кисень, нікель, азот, кремній, сірка, вуглець, магній, неон, хром, кальцій, натрій) припадає лише 2%. Всі речовини, виявлені на Сонці, є і на Землі, і на інших планетах, що говорить про їхнє єдине походження. Середня щільність речовини Сонця – 1,4 г/см3.
Як вивчають Сонце
Сонце - це « » з безліччю шарів, що мають різний склад і щільність, в них проходять різні процеси. У звичному людському оці спектрі спостереження зірки неможливе, проте в даний час створено телескопи, радіотелескопи та інші прилади, що фіксують ультрафіолетове, інфрачервоне, рентгенівське випромінювання Сонця. З Землі найефективнішим є спостереження під час сонячного затемнення. У цей короткий період астрономи в усьому світі вивчають корону, протуберанці, хромосферу та різні явища, що відбуваються на єдиній доступній для такого докладного вивчення зірці.
Структура Сонця
Корона – зовнішня оболонка Сонця. У неї дуже низька щільність, тому її видно тільки під час затемнення. Товщина зовнішньої атмосфери нерівномірна, тому іноді у ній виникають дірки. Через ці дірки в космос зі швидкістю 300-1200 м/с спрямовується сонячний вітер - потужний потік енергії, який стає причиною північних сяйв і магнітних бур.
Хромосфера – шар газів, що досягає товщини 16 тис. км. У ній відбувається конвекція розпечених газів, які від поверхні нижнього шару (фотосфери) знову опускаються назад. Саме вони «пропалюють» корону та утворюють потоки сонячного вітру завдовжки до 150 тис. км.
Фотосфера - це щільний непрозорий шар завтовшки 500-1 500 км, у якому відбуваються сильні вогняні бурі діаметром до 1 тис. км. Температура газів фотосфери – 6 000 оС. Вони поглинають енергію з нижчого шару та виділяють її у вигляді тепла та світла. Структура фотосфери нагадує гранули. Розриви в шарі сприймаються як плями на Сонці.
Конвективна зона товщиною 125-200 тис. км. - сонячна оболонка, в якій гази постійно обмінюються енергією з радіаційною зоною, нагріваючись, піднімаються до фотосфери і, охолоджуючись, знову спускаються за новою порцією енергії.
Радіаційна зона має товщину 500 тис. км. і дуже високу щільність. Тут речовина бомбардується гамма-променями, які перетворюються на менш радіоактивні ультрафіолетові (UV) і рентгенівські (X) промені.
Кора, або ядро, - сонячний котел, де постійно відбуваються протон-протонні термоядерні реакції, завдяки яким зірка і отримує енергію. Атоми водню перетворюються на гелій при температурі 14 х 10 оС. Тут титанічний тиск - трильйон кг на кожен кубічний див. Щомиті тут перетворюється 4,26 млн тонн водню на гелій.
Коли ми спостерігаємо сонячний літній пейзаж, нам здається, що вся картина наче залита світлом. Однак якщо подивитися на сонце за допомогою спеціальних приладів, то ми виявимо, що вся поверхня його нагадує гігантське море, де вирують вогняні хвилі та переміщуються плями. Які основні складові сонячної атмосфери? Які процеси відбуваються всередині нашої зірки та які речовини входять до її складу?
Загальні дані
Сонце - це небесне тіло, що є зіркою, причому єдиною у Сонячній системі. Навколо нього обертаються планети, астероїди, супутники та інші космічні об'єкти. Хімічний склад Сонця приблизно однаковий у будь-якій його точці. Однак він суттєво змінюється у міру наближення до центру зірки, де знаходиться його ядро. Вчені виявили, що сонячна атмосфера поділяється на кілька шарів.
Які хімічні елементи входять до складу Сонця
Не завжди людство мало у своєму розпорядженні ті дані про Сонце, які сьогодні має наука. Колись прихильники релігійного світогляду стверджували, що світ неможливо пізнати. І як підтвердження своїх ідей вони наводили той факт, що людині не дано дізнатися, який хімічний склад Сонця. Проте прогрес у науці переконливо довів хибність таких поглядів. Особливо просунулися вчені у справі дослідження зірки після винаходу спектроскопа. Хімічний склад Сонця та зірок вчені вивчають за допомогою спектрального аналізу. Так, вони з'ясували, що склад нашої зірки дуже різноманітний. У 1942 році дослідники виявили, що на Сонці є навіть золото, хоча його і не так багато.
Інші речовини
Головним чином хімічний склад Сонця входять такі елементи, як водень і гелій. Їхня переважання характеризує газоподібну природу нашої зірки. Вміст інших елементів, наприклад магнію, кисню, азоту, заліза, кальцію незначно.
За допомогою спектрального аналізу дослідники з'ясували, яких речовин немає на поверхні цієї зірки. Наприклад, хлору, ртуті та бору. Однак вчені припускають, що ці речовини, крім основних хімічних елементів, що входять до складу Сонця, можуть перебувати у його ядрі. Майже на 42% наша зірка складається з водню. Приблизно 23% посідає всі метали, які є у складі Сонця.
Як і більшість параметрів інших небесних тіл, характеристики нашої зірки розраховуються лише теоретично за допомогою обчислювальної техніки. Як вихідні дані служать такі показники, як радіус зірки, маса і її температура. Нині вчені визначили, що хімічний склад Сонця представлений 69 елементами. Велику роль цих дослідженнях грає спектральний аналіз. Наприклад, завдяки йому було встановлено склад атмосфери нашої зірки. Також було виявлено цікаву закономірність: набір хімічних елементів у складі Сонця напрочуд схожий на склад кам'яних метеоритів. Цей факт є важливим свідченням на користь того, що ці небесні тіла мають спільне походження.
Вогненний вінець
Є шаром сильно розрідженої плазми. Температура її досягає 2 млн. кельвінів, а щільність речовини перевищує щільність земної атмосфери в сотні мільйонів разів. Тут атоми не можуть бути в нейтральному стані, вони постійно стикаються та іонізуються. Корона є потужним джерелом ультрафіолетового випромінювання. Вся наша планетна система піддається впливу сонячного вітру. Його початкова швидкість дорівнює майже 1 тис км/сек, однак у міру віддалення від зірки вона поступово зменшується. Швидкість сонячного вітру біля землі дорівнює приблизно 400 км/сек.
Загальні уявлення про корону
Сонячний вінець іноді називають атмосферою. Однак він є лише її зовнішньою частиною. Найпростіше корону спостерігати під час повного затемнення. Проте замалювати її буде дуже важко, адже затемнення триває лише кілька хвилин. Коли ж було винайдено фотографію, астрономи змогли отримати об'єктивне уявлення про сонячну корону.
Вже після того, як були зроблені перші знімки, дослідникам вдалося виявити області, які пов'язані з підвищеною активністю зірки. Корона Сонця має променисту структуру. Вона є не тільки найгарячішою частиною його атмосфери, а й по відношенню до нашої планети знаходиться найближче. Фактично, ми постійно знаходимося в її межах, адже сонячний вітер проникає у найвіддаленіші куточки сонячної системи. Однак від її радіаційного впливу ми захищені земною атмосферою.
Ядро, хромосфера та фотосфера
Центральна частина нашої зірки називається ядром. Його радіус дорівнює приблизно чверті загального радіусу Сонця. Речовина всередині ядра дуже стисло. Ближче до поверхні зірки знаходиться так звана конвективна зона, де відбувається рух речовини, що породжує магнітне поле. Зрештою, видима поверхня Сонця називається фотосферою. Вона є шаром товщиною понад 300 км. Саме із фотосфери на Землю приходить сонячне випромінювання. Температура її сягає приблизно 4800 кельвінів. Водень тут зберігається практично у нейтральному стані. Над фотосферою розташована хромосфера. Її товщина становить близько 3 тис. км. Хоча хромосфера та корона Сонця знаходяться над фотосферою, чітких меж між цими верствами вчені не проводять.
Протуберанці
Хромосфера має дуже низьку густину і за силою випромінювання поступається сонячній короні. Однак тут можна спостерігати цікаве явище: гігантські язики полум'я, висота яких становить кілька тисяч кілометрів. Вони звуться сонячних протуберанців. Іноді протуберанці піднімаються на висоту мільйона кілометрів над поверхнею зірки.
Дослідження
Протуберанцям властиві самі показники щільності, як і хромосфері. Однак вони розташовуються безпосередньо над нею та оточуються її розрідженими шарами. Вперше в історії астрономії протуберанці спостерігалися дослідником із Франції П'єром Жансеном та його англійським колегою Джозефом Лок'єром у 1868 р. Їх спектр включає кілька яскравих ліній. Хімічний склад Сонця та протуберанців дуже схожий. Головним чином у ньому представлений водень, гелій та кальцій, а присутність інших елементів незначна.
Деякі протуберанці, проіснувавши певний проміжок часу без видимих змін, раптово вибухають. Їхня речовина з гігантською швидкістю, що досягає кількох кілометрів на секунду, викидається в навколишній космічний простір. Зовнішній вигляд хромосфери часто змінюється, що свідчить про різні процеси, що відбуваються на поверхні Сонця, у тому числі про рух газів.
В областях зірки з підвищеною активністю можна спостерігати не лише протуберанці, а й плями, а також посилення магнітних полів. Іноді за допомогою спеціальної апаратури на Сонці виявляються спалахи особливо щільних газів, температура яких може досягати величезних величин.
Хромосферні спалахи
Іноді радіовипромінювання нашої зірки збільшується у сотні тисяч разів. Таке явище називають хромосферним спалахом. Воно супроводжується утворенням плям лежить на поверхні Сонця. Спочатку спалахи були помічені у вигляді підвищення яскравості хромосфери, проте згодом виявилося, що вони є цілим комплексом різних явищ: різкого підвищення радіовипромінювання (рентгенівського та гамма-випромінювання), викиду маси з корони, протонних спалахів.
Робимо висновки
Отже, ми з'ясували, що хімічний склад Сонця представлений переважно двома речовинами: воднем і гелієм. Звичайно, є й інші елементи, але їхній відсоток невисокий. Крім того, вчені не виявили жодних нових хімічних речовин, які входили б до складу зірки і при цьому були б відсутні на Землі. У сонячній фотосфері відбувається формування видимого випромінювання. Воно своє чергу має колосальне значення підтримки життя нашій планеті.
Сонце є розпеченим тілом, яке безперервно випромінює Його поверхня оточена хмарою газів. Їхня температура не настільки висока, як у газів усередині зірки, однак і вона вражає. Спектральний аналіз дозволяє на відстані дізнатися, який хімічний склад Сонця та зірок. А оскільки спектри багатьох зірок дуже схожі на спектри Сонця, це означає, що їхній склад приблизно однаковий.
Сьогодні процеси, що відбуваються на поверхні та всередині головного світила нашої планетарної системи, включаючи дослідження його хімічного складу, вивчаються астрономами у спеціальних сонячних обсерваторіях.
Протуберанці
Поверхня Сонця, яку бачимо, відома як фотосфера. Це область, де світло з ядра нарешті досягає поверхні. Температура фотосфери становить близько 6000 К, і вона світиться білим.
Прямо над фотосферою, атмосфера тягнеться на кілька сотень тисяч кілометрів. Розгляньмо будову атмосфери Сонця.
Перший шар в атмосфері має мінімальну температуру і знаходиться на відстані близько 500 км над поверхнею фотосфери, з температурою близько 4000 К. Для зірки це досить прохолодно.
Хромосфера
Наступний шар відомий як хромосфера. Вона знаходиться на відстані лише близько 10.000 км від поверхні. У верхній частині хромосфери температура може досягати 20000 К. Хромосфера невидима без спеціального обладнання, в якому використовуються вузькосмугові оптичні фільтри. Гігантські сонячні протуберанці можуть підніматися у хромосфері на висоту 150 000 км.
Над хромосферою розташовується перехідний шар. Нижче цього шару гравітація є домінуючою силою. Над перехідною областю температура піднімається швидко, тому що гелій стає повністю іонізованим.
Сонячна корона
Наступний прошарок — корона, і вона поширюється від Сонця на мільйони кілометрів у космосі. Ви можете побачити корону під час повного затемнення, коли диск світила закритий Місяцем. Температура корони приблизно в 200 разів гарячіша за поверхню.
Найближча до нас зірка – це, звичайно, Сонце. Відстань від Землі до нього за космічними параметрами зовсім невелика: від Сонця до Землі сонячне світло йде лише 8 хвилин.
Сонце – це простий жовтий карлик, як вважали раніше. Це центральне тіло сонячної системи, біля якої крутяться планети, з великою кількістю важких елементів. Це зірка, що утворилася після кількох вибухів наднових, біля якої сформувалася планетна система. За рахунок розташування, близького до ідеальних умов, на третій планеті Земля виникло життя. Вік Сонця налічує вже п'ять мільярдів років. Але давайте розберемося, чому воно світить? Яка будова Сонця і які його характеристики? Що чекає на нього в майбутньому? Наскільки значний вплив він робить на Землю та її мешканців? Сонце - це зірка, навколо якої обертаються всі 9 планет сонячної системи, у тому числі наша. 1 а. (Астрономічна одиниця) = 150 млн. км - такою ж є і середня відстань від Землі до Сонця. У Сонячну систему входять дев'ять великих планет, близько сотні супутників, безліч комет, десятки тисяч астероїдів (малих планет), метеорні тіла та міжпланетні газ та запал. У центрі всього цього знаходиться наше Сонце.
Сонце світить вже мільйони років, що підтверджують сучасні біологічні дослідження, одержані із залишків синьо-зелено-синіх водоростей. Зміни температура поверхні Сонця хоча б на 10%, і на Землі, загинуло б все живе. Тому добре, що наша зірка поступово випромінює енергію, необхідну для процвітання людства та інших істот на Землі. У релігіях і міфах народів світу Сонце постійно займало чільне місце. Майже всі народи давнини, Сонце було найголовнішим божеством: Геліос – у древніх греків, Ра – бог Сонця древніх єгиптян і Ярило в слов'ян. Сонце приносило тепло, урожай, усі шанували його, бо без нього не було б життя на Землі. Розміри Сонця вражають. Наприклад, маса Сонця в 330 000 разів більша за масу Землі, а його радіус у 109 разів більша. Зате щільність нашого зоряного світила невелика – в 1,4 рази більша, ніж щільність води. Рух плям на поверхні помітив ще сам Галілео Галілей, таким чином довівши, що Сонце не стоїть на місці, а обертається.
Конвективна зона Сонця
Радіоактивна зона близько 2/3 внутрішнього діаметра Сонця, а радіус становить близько 140 тис. км. Віддаляючись від центру, фотони втрачають свою енергію під впливом зіткнення. Таке явище називають феномен конвекції. Це нагадує процес, що відбувається в киплячому чайнику: енергії, що надходить від нагрівального елемента, набагато більше за ту кількість, яка відводиться тепло провідністю. Гаряча вода, що знаходиться близько від вогню, піднімається, а холодніша опускається вниз. Цей процес називають конвенцією. Сенс конвекції в тому, що щільніший газ розподіляється по поверхні, охолоджується і знову йде до центру. Процес перемішування у конвективній зоні Сонця здійснюється безперервно. Дивлячись у телескоп поверхню Сонця, можна побачити її зернисту структуру — грануляції. Відчуття таке, що воно складається із гранул! Це з конвекцією, що відбувається під фотосферою.
Фотосфера Сонця
Тонкий шар (400 км) — фотосфера Сонця, знаходиться прямо за конвективною зоною і є видимою із Землі «справжньою сонячною поверхнею». Вперше гранули на фотосфері сфотографував француз Янссен 1885р. Середньостатистична гранула має розмір 1000 км, пересувається зі швидкістю 1км/сек та існує приблизно 15 хв. Темні освіти на фотосфері можна спостерігати в екваторіальній частині, а потім зрушуються. Найсильніші магнітні поля є відмінною рисою таких плям. А темний колір виходить внаслідок нижчої температури щодо навколишньої фотосфери.
Хромосфера Сонця
Хромосфера Сонця (кольорова сфера) – щільний шар (10 000 км) сонячної атмосфери, що знаходиться за фотосферою. Хромосферу спостерігати досить проблематично, за рахунок її близького розташування до фотосфери. Найкраще її видно, коли Місяць закриває фотосферу, тобто. під час сонячних затемнень.
Сонячні протуберанці - це величезні викиди водню, що нагадують довгі волокна, що світяться. Протуберанці піднімаються на величезну відстань, що досягають діаметра Сонця (1.4 млм км), рухаються зі швидкістю близько 300 км/сек, а температура при цьому досягає 10 000 градусів.
Сонячна корона – зовнішні та протяжні шари атмосфери Сонця, що беруть початок над хромосферою. Довжина сонячної корони є дуже тривалою і досягає значень кількох діаметрів Сонця. На запитання, де саме вона закінчується, вчені поки не отримали однозначної відповіді.
Склад сонячної корони – це виряджена, високо іонізована плазма. У ній містяться важкі іони, електрони з ядром із гелію та протони. Температура корони досягає від 1 до 2ух млн градусів К щодо поверхні Сонця.
Сонячний вітер – це безперервне закінчення речовини (плазми) із зовнішньої оболонки сонячної атмосфери. До його складу входять протони, атомні ядра та електрони. Швидкість сонячного вітру може змінюватися від 300 км/сек до 1500 км/сек відповідно до процесів, що відбуваються на Сонці. Сонячний вітер, що поширюється по всій сонячній системі і, взаємодіючи з магнітним полем Землі, викликає різні явища, одним з яких є північне сяйво.
Характеристики Сонця
Маса Сонця: 2∙1030 кг (332 946 мас Землі)
Діаметр: 1 392 000 км
Радіус: 696 000 км.
Середня щільність: 1400 кг/м3
Нахил осі: 7,25° (щодо площини екліптики)
Температура поверхні: 5 780 К
Температура у центрі Сонця: 15 млн градусів
Спектральний клас: G2 V
Середня відстань від Землі: 150 млн км
Вік: 5 млрд. років
Період обертання: 25,380 діб
Світність: 3,86∙1026 Вт
Видима зіркова величина: 26,75m
Питання програми:
хімічний склад сонячної атмосфери;
обертання Сонця;
Потемніння сонячного диска до краю;
Зовнішні шари сонячної атмосфери: хромосфера та корона;
Радіо- та рентгенівське випромінювання Сонця.
Короткий зміст:
хімічний склад сонячної атмосфери;
У видимій області випромінювання Сонця має безперервний спектр, на тлі якого помітно кілька десятків тисяч темних ліній поглинання, які називаються фраунгоферовими. Найбільшої інтенсивності безперервний спектр досягає в синьо-зеленій частині, у довжин хвиль 4300 - 5000 А. В обидві сторони від максимуму інтенсивність спектра зменшується.
Позаатмосферні спостереження показали, що Сонце випромінює в невидимі короткохвильову та довгохвильову області спектра. У більш короткохвильовій ділянці спектр різко змінюється. Інтенсивність безперервного спектру швидко падає, а темні фраунгоферові лінії змінюються емісійними.
Найсильніша лінія сонячного спектру знаходиться в ультрафіолетовій області. Це резонансна лінія водню L з довжиною хвилі 1216 А. У видимій області найбільш інтенсивні резонансні лінії Н і К іонізованого кальцію. Після них інтенсивно йдуть перші лінії бальмерівської серії водню H , H , H , потім резонансні лінії натрію, лінії магнію, заліза, титану, інших елементів. Інші численні лінії ототожнюються зі спектрами близько 70 відомих хімічних елементів таблиці Д.І. Менделєєва. Присутність цих ліній у спектрі Сонця свідчить про наявність у сонячній атмосфері відповідних елементів. Встановлено присутність на Сонці водню, гелію, азоту, вуглецю, кисню, магнію, натрію, заліза, кальцію та інших елементів.
Переважним елементом Сонце є водень. На її частку припадає 70% маси Сонця. Наступним є гелій – 29% маси. На решту елементів разом узятих доводиться трохи більше 1%.
Обертання Сонця
Спостереження окремих деталей на сонячному диску, а також вимірювання зсувів спектральних ліній у різних його точках говорять про рух сонячної речовини навколо одного із сонячних діаметрів, що називається віссю обертанняСонце.
Площина, що проходить через центр Сонця і перпендикулярна до осі обертання, називається площиною сонячного екватора. Вона утворює з площиною екліптики кут 7 0 15' і перетинає поверхню Сонця по екватору. Кут між площиною екватора і радіусом, проведеним із центру Сонця, у цю точку на його поверхні називається геліографічною широтою.
Кутова швидкість обертання Сонця зменшується в міру віддалення від екватора та наближення до полюсів.
У середньому = 14º,4 - 2º,7 sin 2 B, де В – геліографічна широта. Кутова швидкість вимірюється кутом повороту на добу.
Сидеричний період екваторіальної області дорівнює 25 діб, поблизу полюсів він сягає 30 діб. Внаслідок обертання Землі навколо Сонця його обертання здається більш уповільненим і дорівнює 27 та 32 діб відповідно (синодичний період).
Потемніння сонячного диска до краю
Фотосфера називається основна частина сонячної атмосфери, в якій утворюється видиме випромінювання, що має безперервний характер. Таким чином, вона випромінює практично всю сонячну енергію, що приходить до нас. Фотосфера - це тонкий шар газу протяжністю кілька сотень кілометрів, досить непрозорий. Фотосфера видно при безпосередньому спостереженні Сонця в білому світлі у вигляді уявної його "поверхні".
При спостереженні сонячного диска помітно його потемніння до краю. У міру віддалення від центру яскравість зменшується дуже швидко. Цей ефект пояснюється тим, що у фотосфері відбувається зростання температури із глибиною.
Різні точки сонячного диска характеризують кутом , який становить промінь зору з нормаллю до поверхні Сонця у розглянутому місці. У центрі диска цей кут дорівнює 0 і промінь зору збігається з радіусом Сонця. На краю = 90 і промінь зору ковзає вздовж дотичної до шарів Сонця. Більшість випромінювання деякого шару газу походить від рівня, що знаходиться на оптичній глибині1. Коли промінь зору перетинає шари фотосфери під великим кутом, оптична глибина1 досягається більш зовнішніх шарах, де температура менше. Внаслідок цього інтенсивність випромінювання від країв сонячного диска менша за інтенсивність випромінювання його середини.
Зменшення яскравості сонячного диска до краю у першому наближенні може бути представлене формулою:
I () = I 0 (1 - u + cos),
де I () - яскравість у точці, в якій промінь зору становить кут з нормаллю, I 0 - яскравість випромінювання центру диска, u - коефіцієнт пропорційності, що залежить від довжини хвилі.
Візуальні та фотографічні спостереження фотосфери дозволяють виявити її тонку структуру, що нагадує тісно розташовані купові хмари. Світлі округлі утвори називаються гранулами, а вся структура - грануляцією. Кутові розміри гранул становлять трохи більше 1″ дуги, що він відповідає 700 км. Кожна окрема гранула існує 5-10 хвилин, після чого вона розпадається і її місці утворюються нові гранули. Гранули оточені темними проміжками. У гранулах речовина піднімається, а довкола них опускається. Швидкість цих рухів 1-2 км/с.
Грануляція – прояв конвективної зони, розташованої під фотосферою. У конвективній зоні відбувається перемішування речовини в результаті підйому та опускання окремих мас газу.
Причиною виникнення конвекції у зовнішніх шарах Сонця є дві важливі обставини. З одного боку, температура безпосередньо під фотосферою дуже швидко зростає вглиб і випромінювання не може забезпечити виходу випромінювання з глибших гарячих шарів. Тому енергія переноситься самими неоднорідностями, що рухаються. З іншого боку, ці неоднорідності виявляються живучими, якщо газ у них не повністю, а лише частково іонізований.
При переході в нижні шари фотосфери газ нейтралізується і здатний утворювати стійкі неоднорідності. тому у верхніх частинах конвективної зони конвективні руху гальмуються і конвекція раптово припиняється. Коливання та обурення у фотосфері породжують акустичні хвилі. Зовнішні шари конвективної зони представляють своєрідний резонатор, в якому збуджуються 5-хвилинні коливання у вигляді стоячих хвиль.
Зовнішні шари сонячної атмосфери: хромосфера та корона
Щільність речовини у фотосфері швидко зменшується з висотою та зовнішні шари виявляються сильно розрідженими. У зовнішніх шарах фотосфери температура сягає 4500 До, та був знову починає зростати. Відбувається повільне зростання температури до кількох десятків тисяч градусів, що супроводжується іонізацією водню та гелію. Ця частина атмосфери називається хромосферою. У верхніх шарах хромосфери густина речовини досягає 10 -15 г/см 3 .
У 1 см 3 цих шарів хромосфери міститься близько 109 атомів, але температура зростає до мільйона градусів. Тут починається зовнішня частина атмосфери Сонця, яка називається сонячною короною. Причиною розігріву зовнішніх шарів сонячної атмосфери є енергія акустичних хвиль, що виникають у фотосфері. При поширенні нагору, у шари з меншою щільністю, ці хвилі збільшують свою амплітуду до кількох кілометрів і перетворюються на ударні хвилі. Внаслідок виникнення ударних хвиль відбувається диссипація хвиль, яка збільшує хаотичні швидкості руху частинок та відбувається зростання температури.
Інтегральна яскравість хромосфери в сотні разів менша за яскравість фотосфери. Тому спостереження хромосфери необхідно застосування спеціальних методів, дозволяють виділити слабке її випромінювання з потужного потоку фотосферної радіації. Найбільш зручними методами є спостереження у моменти затемнення. Протяжність хромосфери становить 12 – 15 000 км.
При вивченні фотографій хромосфери видно неоднорідності, найдрібніші називаються спікулами. Спікули мають довгасту форму, витягнуті у радіальному напрямку. Довжина їх становить кілька тисяч кілометрів, товщина близько 1 000 кілометрів. Зі швидкостями в кілька десятків км/с спікули піднімаються з хромосфери в корону і розчиняються в ній. Через спікули відбувається обмін речовини хромосфери з корону, що лежить вище. Спікули утворюють більшу структуру, яка називається хромосферною сіткою, породжену хвильовими рухами, викликаними значно більшими і глибшими елементами підфотосферної конвективної зони, ніж гранули.
Коронамає дуже малу яскравість, тому може спостерігатися лише під час повної фази сонячних затемнень. Поза затемненням вона спостерігається за допомогою коронографів. Корона не має різких обрисів і має неправильну форму, що сильно змінюється з часом. Найбільш яскраву частину корони, віддалену від лімбу не більше, ніж на 0,2 - 0,3 радіусу Сонця, прийнято називати внутрішньою короною, а решту, дуже протяжну частину - зовнішньою короною. Важливою особливістю корони є її промениста структура. Промені бувають різної довжини, аж до десятка та більше сонячних радіусів. Внутрішня корона багата на структурні утворення, що нагадують дуги, шоломи, окремі хмари.
Випромінювання корони є розсіяним світлом фотосфери. Це світло сильно поляризоване. Таку поляризацію можуть спричинити лише вільні електрони. В 1 см 3 речовини корони міститься близько 108 вільних електронів. Поява такої кількості вільних електронів має бути спричинена іонізацією. Значить у короні 1 см 3 міститься близько 10 8 іонів. Загальна концентрація речовини повинна бути 2 . 10 8 . Сонячна корона є розрідженою плазмою з температурою близько мільйона кельвінів. Наслідком високої температури є велика довжина корони. Протяжність корони у сотні разів перевищує товщину фотосфери та становить сотні тисяч кілометрів.
Радіо- та рентгенівське випромінювання Сонця
ЗСонячна корона повністю прозора для видимого випромінювання, але погано пропускає радіохвилі, які відчувають у ній сильне поглинання та заломлення. На метрових хвилях яскрава температура корони сягає мільйона градусів. На коротших хвилях вона зменшується. Це з збільшенням глибини, звідки виходить випромінювання, через зменшення поглинаючих властивостей плазми.
Радіовипромінювання сонячної корони простежено на відстані кілька десятків радіусів. Це можливо завдяки тому, що Сонце щорічно проходить повз потужне джерело радіовипромінювання - Крабовидну туманність і сонячна корона затьмарює його. Відбувається розсіювання випромінювання туманності у неоднорідностях корони. Спостерігаються сплески радіовипромінювання Сонця, викликані коливаннями плазми, що з проходженнями через неї космічних променів під час хромосферних спалахів.
Рентгенівське випромінюваннявивчено з допомогою спеціальних телескопів, встановлених на космічних апаратах. Рентгенівське зображення Сонця має неправильну форму з безліччю яскравих плям і "клапкуватою" структурою. Поблизу оптичного лімбу помітно збільшення яскравості як неоднорідного кільця. Особливо яскраві плями спостерігаються над центрами сонячної активності, в областях, де є потужні джерела радіовипромінювання на дециметрових і метрових хвилях. Це означає, що рентгенівське випромінювання виникає переважно із сонячної короні. Рентгенівські спостереження Сонця дозволяють проводити детальні дослідження структури сонячної корони у проекції на диск Сонця. Поруч із яскравими областями світіння корони над плямами виявлено великі темні області, які пов'язані ні з якими помітними утвореннями у видимих променях. Вони називаються корональними діркамита пов'язані з ділянками сонячної атмосфери, в яких магнітні поля не утворюють петель. Корональні дірки є джерелом посилення сонячного вітру. Вони можуть існувати протягом кількох обертів Сонця і викликати Землі 27-дневную періодичність явищ, чутливих до корпускулярного випромінювання Сонця.
Контрольні питання:
Які хімічні елементи переважають у сонячній атмосфері?
Як можна дізнатися про хімічний склад Сонця?
З яким періодом Сонце обертається довкола своєї осі?
Чи збігається період обертання екваторіальних та полярних областей Сонця?
Що таке фотосфера Сонця?
Яку будову має сонячна фотосфера?
Чим спричинено потемніння сонячного диска до краю?
Що таке грануляція?
Що таке Сонячна корона?
Яка густина речовини в короні?
Що таке сонячна хромосфера?
Що таке спікули?
Яка температура корони?
Чим пояснюється більша температура корони?
Які особливості радіовипромінювання Сонця?
Які сфери Сонця відповідальні за появу рентгенівського випромінювання?
Література:
Кононович Е.В., Мороз В.І. Курс загальної астрономії. М., Едиторіал УРСС, 2004.
Галузо І.В., Голубєв В.А., Шимбальов А.А. Планування та методика проведення уроків. Астрономія у 11 класі. Мінськ. Аверсев. 2003.
Віпл Ф.Л. Сім'я Сонця. М. Світ. 1984
Шкловський І. С. Зірки: їх народження, життя та смерть. М. Наука. 1984
