Сонце

Доповідь по астрономії на тему «Сонце «учениці 11 «А «класу Кондратовой Ольги.

Сонячна атмосфера.

Фотосфера Атмосфера Сонця починається на 200−300 глибше видимого краю сонячного диска називають фотосферой. Позаяк це їхній товщина не перевищує однієї тритисячної частки сонячного радіуса, фотосферу іноді умовно називають поверхнею Сонця. Щільність газів у фотосфері майже така сама, як і земної стратосфері, і у сотні разів менш як у Землі. Температура фотосфери зменшується від 8000 До на глибині 300 км до 4000 До в верхніх шарах. Температура ж того середнього шару, випромінювання яку ми сприймаємо близько 6000 До. При такі умови майже всі молекули газу розпадаються деякі атоми. Лише найвищих шарах фотосфери зберігається відносно небагато найпростіших молекул і радикалів типу Н2, ВІН, СП. Особливу роль сонячної атмосфері відіграє не зустрічається в земної природі негативний іон водню, що є протон з цими двома електронами. Це незвичне з'єднання виникає у тонкому зовнішньому, найбільш «холодному» шарі фотосфери при «налипании» на нейтральні атоми водню негативно заряджених вільних електронів, що поставляються легко ионизируемыми атомами кальцію, натрію, магнію, заліза та інших металів. У разі негативні іони водню випромінюють більшу частину видимого світла. Той самий світло іони жадібно поглинають, що робить непрозорість атмосфери з глибиною швидко зростає. Тому видимий край Сонця і здається нам дуже різким. Майже всі наші знання про Сонце засновані на випромінюванні його спектра. У телескоп з великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери: всю її здається всипаній дрібними яскравими зернятками — гранулами, розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є наслідком перемішування що спливають теплих потоків газу та опускающихся більш холодних. Різниця температур з-поміж них у зовнішніх шарах значно невелика (200−300 До), але глибше, в конвективного зоні, більша за діаметром, і перемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція в зовнішніх шарах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. У кінцевому підсумку саме конвекція внаслідок складного взаємодії з сонячними магнітними полями причина всіх різноманітних проявів сонячної активності. Магнітні поля беру участь переважають у всіх процесах на Сонце. Часом у невеликий області сонячної атмосфери виникають концентровані магнітні поля, в кілька тисяч разів сильніші ніж Землі. Іонізована плазма — хороший провідник, вона може переміщатися впоперек ліній магнітної індукції сильного магнітного поля. Тож у такі місця перемішування і підйом гарячих газів зі споду гальмується, і виникає темна область — сонячне пляма. З огляду на сліпучої фотосфери вона здається зовсім чорним, хоч насправді яскравість його слабше майже вдесятеро. З часом величина і форма плям сильно змінюються. Виникнувши вигляді ледь помітної точки — пори, пляма поступово збільшує свої розміри до десятків тисячі кілометрів. Великі плями, зазвичай, складаються з темній частини (ядра) і менше темній — напівтіні, структура якої надає плямі вид вихору. Плями бувають оточені яскравішими ділянками фотосфери, званими смолоскипами чи факельными полями. Фотосфера поступово переходить у більш зріджені зовнішні верстви сонячної атмосфери — хромосферу і корону.

Хромосфера Хромосфера (грецьк. «сфера кольору») названа так упродовж свого красновато-фиолетовую забарвлення. Вона видно під час повних сонячних затемнень як клочковатое яскраве кільце навколо чорного диска Місяця, хіба що затмившего Сонце. Хромосфера дуже неоднорідна і складається переважно з довгастих витягнутих язичків (спикул), які надають їй вид палаючій трави. Температура цих хромосферных струменів вдвічі-втричі вище, ніж у фотосфері, а щільність на сотні тисяч разів менше. Загальна довжина хромосфери 10−15 тис. кілометрів. Зростання температури в хромосфере пояснюється поширенням хвиль і магнітних полів, проникаючих у ній з конвективного зони. Речовина нагрівається приблизно таке ж, коли б це відбувалося у гігантської мікрохвильової печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішають зіткнення з-поміж них, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовина стає гарячої іонізованої плазмою. Ці самі фізичні процеси підтримують і надзвичайно високої температури самих зовнішніх верств сонячної атмосфери, розташовані вище хромосфери. Часто під час затемнень (а з допомогою спеціальних спектральних приладів — і чекаючи затемнень) від поверхні Сонця можна спостерігати вигадливої форми «фонтани », «хмари », «воронки », «кущі «, «арки «й інші яскраво світні освіти з хромосферного речовини. Вони бувають нерухомими чи повільно изменяющимися, оточеними плавними вигнутими струменями, які втікають в хромосферу чи випливають із неї, піднімаючись на десятки і сотні тисячі кілометрів. Це були найбільш грандіозні освіти сонячної атмосфери — протуберанці. При спостереженні у червоній спектральною лінії, випромінюваної атомами водню, вони здається і натомість сонячного диска темними, довгими і вигнутими волокнами. Протуберанці мають приблизно таку ж щільність і температуру, як і хромосфера. Але вони знаходяться з неї і оточені вищими, сильно разреженными верхніми верствами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають в хромосферу що їх речовина підтримується магнітними полями активних областей Сонця. Плями, смолоскипи, протуберанці, хромосферные спалахи — усе це прояви сонячної активності. З підвищенням активності кількість цих утворень на Сонце стає больше.

Корона На відміну від фотосфери і хромосфери сама зовнішня частина атмосфери Сонця — корона — володіє величезною протяжністю: вона має мільйони кілометрів, що він відповідає кільком сонячним радіусів, та її слабке продовження йде ще. Щільність речовини в сонячної короні убуває з висотою значно повільніше, ніж щільність повітря на земної атмосфері. Зменшення щільності повітря при підйомі вгору визначається притяганням Землі. На поверхні Сонця тяжкості значно більше, і, начебто, його атмосфера має бути високої. Насправді вона надзвичайно широка. Отже, є якісь сили, діючі проти тяжіння Сонця. Ці сили пов’язані із величезними швидкостями руху атомів і електронів в короні, розігрітою до температури 1−2 млн градусів! Корону найкраще простежити під час повної фази сонячного затемнення. Щоправда, свої кілька хвилин, що вона триває, дуже важко замалювати не лише окремі деталі, і навіть загальний вигляд корони. Око спостерігача ледь лише починає звикнути до раптово наступившим сумеркам, а що з’явився зза краю Місяця яскравий промінь Сонця вже оголошує про кінець затемнення. Тому часто замальовки корони, виконані досвідченими спостерігачами під час одного й того затемнення сильно розрізнялися. Не вдавалося навіть точно визначити її колір. Винахід фотографії дало астрономам об'єктивний, і документальний метод дослідження. Однак отримати хороший знімок корони також легко. Річ у тому, що найближча до Сонцю значна її частина, так звана внутрішня корона, порівняно яскрава, тоді як далеко що простягається зовнішня корона видається дуже блідим сяйвом. Тому якби фотографіях добре видно зовнішня корона, то внутрішня виявляється передержанной, але в знімках, де проглядаються деталі внутрішньої корони, зовнішня цілком непомітна. Щоб подолати цю труднощі, під час затемнення зазвичай намагаються отримати відразу кількох знімків корони — з великими маленькими витримками. Вони ж корону фотографують, поміщаючи перед фотопластиной спеціальний «радіальний «фільтр, слабшання кільцеві зони яскравих внутрішніх частин корони. На таких знімках її структуру можна простежити до відстаней в багато сонячних радіусів. Але вже перші вдалі фотографії дозволили знайти у короні велике кількість деталей: корональні промені, різноманітні «дуги », «шоломи «та інші складні освіти, чітко пов’язані з активними областями. Головною особливістю корони є промениста структура. Форма корональних променів дуже різноманітна. Цикл сонячної активності — 11 років. Тобто з 11-річним періодом змінюється як яскравість і форма сонячної корони. У період максимуму вона не має майже ідеально круглу форму. Прямі і спрямовані вздовж радіуса Сонця промені корони спостерігаються як в сонячного екватора, і у полярних областях. Коли ж плям мало, корональні промені утворюються лише екваторіальних і середніх широтах. Форма корони стає витягнутої. У полюсів з’являються характерні промені, звані полярні щіточки. У цьому загальна яскравість корони зменшується. Ця цікава особливість корони, очевидно, пов’язана із переміщенням протягом 11-річного циклу зони переважного освіти плям. Після мінімуму плями починаю виникати з обох боків від екватора на широтах 30−40 градусів. Потім зона пятнообразования поступово опускається до екватору. Між структурою корони й окремими утвореннями у атмосфері Сонця існує певна зв’язок. Наприклад, над плямами і смолоскипами зазвичай спостерігаються яскраві та прямі корональні промені. У з бік вигинаються сусідні промені. У підставі корональних променів яскравість хромосфери збільшується. Таку її область називають зазвичай збудженої. Вона гаряче і щільніше сусідніх, невозбужденных областей. Над плямами в короні спостерігаються яскраві складні освіти. Протуберанці також часто бувають оточені оболонками з корональной матерії. Корональный газ — це высокоионизованная плазма; вона з безлічі позитивно заряджених іонів різноманітних хімічних елементів і трохи великої кількості вільних електронів, що виникли при іонізації атомів водню (за одним електрону), гелію (дві електрона) і більше важких атомів. Бо у такому газі основну роль граю рухливі електрони, його часто називають електронним газом, хоча заодно мається на увазі наявність такої кількості позитивних іонів, який повністю забезпечувало б нейтральність плазми загалом. Білий колір корони пояснюється розсіюванням звичайного сонячного світла на вільних електронах. Не вкладають своєї енергії при розсіянні: коливаючись у такт світловий хвилі, тільки змінюють напрям рассеиваемого світла, у своїй поляризувавши його. Таємничі яскраві лінії в спектрі породжені незвичним випромінюванням высокоионизованных атомів заліза, аргону, нікелю, кальцію та інших елементів, які виникають лише за умов сильного розрідження. Нарешті, лінії поглинання у зовнішній короні викликані розсіюванням на частинках пилюки, котрі є у міжзоряному середовищі. А відсутність ліній у внутрішній короні пов’язана з тим, що з розсіянні на нас дуже швидко рухомих електронах все світлові кванти відчувають настільки значних змін частот, що й сильні фраунгоферовы лінії сонячного спектра повністю «замываются ». Отже, корона Сонця — сама зовнішня частину його атмосфери, сама розріджена та гаряча. Додамо, що він і найближча до нас: виявляється вона простирається далеке від сонця як постійно рушійної від цього потоку плазми — сонячного вітру. Поблизу Землі її швидкість становить середньому 400−500 км/с, а часом становить майже 1000 км/с. розповсюджуючись далека за межі орбіт Юпітера і Сатурна, сонячний вітер утворює гігантську гелиосферу, що із ще більше розрідженій міжзоряному середовищем. Фактично журнал ми живемо оточені сонячної короною, хоч і захищені від неї проникаючої радіації надійним бар'єром як земного магнітного поля. Через корону сонячна активність впливає багато процесів, що відбуваються на Земле.

До Про М Є Ц Ъ.