Строение солнечной атмосферы

Атмосфера Солнца имеет слоистое строение:

1) фотосфера,

2) хромосфера,

3) корона,

4) солнечный ветер.

1. Фотосфера – видимая "поверхность" Солнца толщиной от 500 до 1000 км. Она образована гранулами, похожими на кучевые облака. Каждая отдельная гранула существует 510 мин, после чего распадается, а на её месте образуются новые гранулы.

Гранулы окружены темными промежутками – потоками опускающихся более холодных газов.

Эффективную температуру фотосферы (температура на поверхности Солнца) определяют из закона Стефана – Больцмана (_B – постоянная):

,

Сле6довательно:

.

^.

В фотосфере проявляется заметная активность солнечных пятен – выходов магнитных полюсов в виде тёмных областей (Джордж Эллери Хейл, 1908 г.)

Солнечные пятна можно наблюдать невооруженным глазом:

- в античные времена;

- Галилео Галилей "заново открыл" солнечные пятна и произошёл крах аристотелевско-птолемеевской модели Вселенной, согласно которой звёзды являются идеальными неподвижными безструктурными сферами;

- систематические наблюдения с середины XVIII века;

- в настоящее время (через защитные фильтры)

Наибольшей величины площадь солнечных пятен достигает на десятый день, после этого пятна постепенно уменьшаются и исчезают. В целом весь процесс занимает около 2 месяцев.

Сильные магнитные поля в области солнечных пятен удерживают плазму, поэтому на поверхности пятна конвекции нет. Магнитные поля играют роль естественных "магнитных ловушек" (удержание плазмы искусственным образом в лабораторных условиях на Земле с помощью установок, например, ТОКАМАК, до сих пор не удалось осуществить). В результате мы и наблюдаем эти области пониженной температуры.

Самая тёмная область пятна называется тенью, а вокруг нее – промежуточная светлая зона, называемая полутенью.

Солнечные пятна кажутся тёмными:

а) они холоднее окружающей их фотосферы,

б) яркость в центре пятна примерно в 10 раз меньше яркости фотосферы.

Диаметр пятна	7 000  50 000 км
Температура: - фотосферы (средняя), - пятна (эффективная) - тени, - полутени	1 000  1 500 К 2 000 К 4 300  4 800 К 5 400  5 500 К
интенсивность свечения (по срав. с фотосферой) - тени, - полутени	32 % 80 %
Температура водяного пара внутри пятна	до 1000 0С

Солнечные пятна могут появляться по одному, но, как правило, возникают группами. Кроме того, они смещаются по поверхности Солнца - сами по себе или (более вероятно) из-за неравномерного вращения Солнца.

Когда магнитное поле Солнца усиливается, появляются факелы - собой более яркую (горячую) область фотосферы, слегка выступающую над её невозмущенным уровнем.

Лучше всего факелы видны на краю солнечного диска. Они могут существовать без изменений в течение нескольких недель и месяцев.

Температура: - фотосферы (средняя), - факела	1 000  1 500 К 1 200  1700 К
Напряжённость магнитного поля: - средняя, - в области факела	1  2 Э 800 Э
Температура водяного пара внутри пятна	до 1000 0С

2. Хромосфера представляет собой яркий розоватый разреженный слой раскаленных газов толщиной 1020 тыс. км, расположенный выше фотосферы. Температура хромосферы – 10 000 К.

Наблюдения с помощью специальной аппаратуры показывают, что хромосфера покрыта направленными вверх нитями раскаленного газа, которые представляют собой выбросы водорода и называются спикулами. Они могут достигать в высоту 10 000 км.

Усиление яркости области хромосферы над факелами и солнечными пятнами называют флоккулами. Между флоккулами наблюдаются хромосферные вспышки, имеющие характер взрыва:

1) в начале вспышки яркость одного из флоккулов внезапно возрастает так, что это бывает заметно в видимом свете на фоне фотосферы, и за короткое время (< 1 мин) распространяется на десятки тысяч километров;

2) затем (нескольких десятков минут) излучение ослабевает.

Ускоренные в процессе вспышки частицы имеют огромные энергии и являются мягкими космическими лучами – их энергия меньше, чем у частиц из далеких областей Млечного Пути.

3. Солнечная корона представляет собой внешнюю и разреженную часть атмосферы Солнца, светящуюся плазму в виде лучей, температура которой порядка миллиона град усов.

Солнечная корона не имеет резких очертаний, она неправильной формы и сильно изменяется с течением времени:

- лучи бывают различной длины; до 10 и более солнечных радиусов;

- в течение 11-летнего солнечного цикла корона растет, становясь симметричнее и обзаводясь пышными зубцами и глубокими впадинами;

- наибольшая симметрия наблюдается в периоды максимума солнечной активности;

- при минимуме солнечной активности корона сплющена на экваторе и почти исчезает на полюсах.

В короне наблюдаются протуберанцы - активные образования, представляющие собой более плотные, холодные, длинные волокнистые облака, чаще всего длинные, очень плоские и расположенные почти перпендикулярно к поверхности Солнца.

Длина	~ 105 км
Напряжённость магнитного поля: - средняя, - в области факела	~ 103 км

Возникновение, развитие и движение протуберанцев тесно связано с эволюцией солнечных пятен: - в самом начале развития солнечных пятен вблизи них образуются короткоживущие и быстро изменяющиеся протуберанцы,

- на более поздних стадиях пятен возникают устойчивые и спокойные протуберанцы, существующие несколько недель (или даже месяцев).

4. Солнечная корона плавно переходит в солнечный ветер – постоянный поток плазмы из свободных электронов, протонов, ядер атомов гелия и ионизированных атомов. Концентрация плазмы Солнечного ветра в миллиард раз меньше, чем концентрация земной атмосферы.

Источниками усиления солнечного ветра служат обширные темные области короны (корональные дыры). Нагретая до высоких температур плазма:

- расширяется (непрерывно ускоряется);

- на расстоянии в несколько радиусов Солнца скорость достигает скорости звука,

- на больших расстояниях скорость солнечного ветра превышает скорость звука в несколько раз.

Концентрация плазмы (Солнечного ветра)	10 частиц на 1 см3
Температура солнечного ветра	200 000 К
Скорость солнечного ветра вблизи Земли	400 км/с
Время движения солнечного ветра до Земли	5,8 сут

Солнечный ветер пронизывает всю солнечную систему. Когда частицы плазмы взаимодействуют с разреженным газом межзвёздной среды, то теряют свою кинетическую энергию. Зона, где заканчивается солнечный ветер, называется гелиопаузой, граница "сферы влияния" Солнца.

Солнечная активность

Солнечная активность проявляется в виде:

• возникновения факелов;

• изменения интенсивности свечения и частоты возникновения солнечных пятен;

• образования флоккулов;

• возникновения вспышек взрывного типа;

• появления протуберанцев (менее драматических вспышек);

• явления солнечного ветра.

На полюсах активность не проявляется. Они образуются на широте  30 ⁰ и к концу цикла активности опускаются к до экватора Солнца.

Периоды солнечной активности	11 лет
	33,33 год
	66,67 лет
	88,33 лет
	266 лет
	1800 лет

По современным представлениям солнечный цикл является результатом взаимодействия между магнитным полем Солнца и поверхностными областями конвективной зоны Солнца.