Sun (692924), страница 3

Просмтор этого файла доступен только зарегистрированным пользователям. Но у нас супер быстрая регистрация: достаточно только электронной почты!

Текст из файла (страница 3)

Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами в не­большой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма – хороший проводник, она не может перемещаться поперёк линии магнитной индук­ции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъём горячих газов снизу тормозится, и возникает тёмная область – солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем чёрным, хотя в действительно­сти яркость его слабее только в раз десять.

С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной – поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до несколь­ких десятков тысяч километров. Крупные пятна, как правило, состоят из тёмной части (ядра) и менее тёмной – полутени, структура которой придаёт пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные слои солнечной атмо­сферы – хромосферу и корону.

Хромосфера

Хромосфера (греческое “сфера цвета”) названа так за свою красновато-фиоле­товую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромо­сфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих её вид горящей травы. Температура этих хромосфер­ных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы 10-15 тысяч километров.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнит­ных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается при­мерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Ско­рости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей иони­зованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высо­кую температуру самых внешних слоёв солнечной атмосферы, которые располо­жены выше хромосферы.

Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов – и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы “фонтаны”, “облака”, “воронки”, “кусты”, “арки” и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окруженные плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из неё, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы – протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они ка­жутся на фоне солнечного тёмными, длинными и изогнутыми волокнами.

Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромо­сфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разрежен­ными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромо­сферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных об­ластей Солнца.

Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 году. Щель спектро­скопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него нахо­дится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по частям. Спектр протуберанца, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.

Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, вне­запно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меня­ется, что указывает на непрерывное движение составляющих её газов.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечения отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощ­ность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой корот­коволновой области спектра до вспышки.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки – всё это проявление солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.

Корона

В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца – корона – обладает огромной протяженностью: она простирается на мил­лионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а её слабое продолжение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно мед­ленно, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъёме 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 миллиона 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. Потому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точно определить её цвет.

И

Корональные петли

зобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный ме­тод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу её часть, так называется внутренняя корона, сравни­тельно яркая в то время как далеко протирающаяся 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 фотопластиной специальный “радиальный” фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На таких снимках её структуру можно проследить до расстояний во много солнечных радиусов.

При наблюдении с поверхности Земли Солнечная корона, простирающаяся над видимой поверхностью Солнца - фотосферой - выглядит как с трудом различимое разреженное бледное образование, которое, однако, согласно измерениям в сотни раз горячее самой фотосферы. В чем источник ее нагрева? Астрономы с давних пор считали причиной высокой температуры короны магнитные поля, которые поднимают чудовищных размеров петли солнечной плазмы над фотосферой. Однако новые невероятно подробные наблюдения корональных петель, сделанные на спутнике TRACE, указывают на иной источник энергии неизвестной природы. Этот и другие снимки, сделенные на спутнике TRACE в диапазоне вакуумного ультрафиолета, свидетельствуют о том, что процесс нагрева происходит в нижней части короны вблизи основания петель там, где они соединяются с поверхностью Солнца. Новые результаты опровергают общепринятую теорию, предполагающей равномерный нагрев петель. На этом фантастическом изображении со спутника TRACE видны пучки величественных горячих корональных петель своими размерами в 30 и более раз превышающих диаметр Земли.

Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое ко­личество деталей: корональные лучи, всевозможные “дуги”, “шлемы” и другие сложные образования, чётко связанные с активными областями.

Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи и прямые, а иногда они сильно изогнуты.

Ещё в 1897 году 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 становиться вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные щёточки. При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным переме­щением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного образования пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на широтах 30 – 40⁰. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору.

Тщательные исследования позволили установить, что между структурой ко­роны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует определённая 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 её область называют обычно воз­буждённой. Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённых 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 ещё 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 слабо. Кроме того, свет ко­роны поляризован: плоскости, в которых колеблются световые волны, располага­ются (почти до 50%), а затем уменьшаются. Наконец, в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии, которые почти до середины XX века не удавалось 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 миллиона градусов средние скорости атомов водорода превышают 100 , а у свободных электронов они ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 миллионов частиц в 1 см³, что в 100 миллиардов раз разрежен­нее воздуха на Земле), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с элек­тронами. Силы электронных ударов так велики, что атомы лёгких элементов прак­тически полностью 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, возникших при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжёлых 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.

Б

Ночное небо октября

елый цвет короны объясняется рассеянием обычного солнечного света на сво­бодных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным излучением высокоионизованных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеянием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в межзвёздной среде. А отсутствие линии во внутренней короне связано с тем, что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все 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 движущиеся от него потока плазмы – сол­нечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400-500 , а порой достигает почти 1000 . Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Са­турна, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, граничащую с ещё более разреженной межзвёздной средой.

Характеристики

Список файлов реферата