Тема 5.2 Атмосфера Солнца и солнечная активность
1. Строение солнечной атмосферы
2. Солнечная активность и ее цикличность
1. Строение солнечной атмосферы
Каждая планета Солнечной системы имеет свою атмосферу. У Солнца, как и у других звезд, внешние слои тоже принято называть атмосферой.
Солнечная атмосфера имеет свое строение и особенности. Она состоит из: фотосферы; хромосферы; короны.
Фотосфера – это самый глубокий слой солнечной атмосферы. Толщина фотосферы не превышает 300 км. В телескоп видно, что вся поверхность Солнца покрыта гранулами, каждая диаметром около 700 км. Это огромные пузыри плазмы. Рисунок, который образуют гранулы, постоянно изменяется (буквально за 5—10 мин они успевают появиться и исчезнуть). Плазма в гранулах поднимается вверх и, остывая, в межгранульных пространствах опускается вниз. Поэтому разность температур гранул и темных промежутков достигает 600 К.
Процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул в фотосфере называется грануляцией.
Самые приметные объекты на Солнце — это темные пятна. Диаметры пятен иногда достигают 200 тыс. км. Совсем маленькие пятна называют порами.
Кроме пятен, в фотосфере наблюдаются факелы — яркие области, в зоне которых часто и развиваются темные пятна. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, их температура на несколько сотен градусов превышает температуру фотосферы.
Над фотосферой находится хромосфера Солнца. Общая ее протяженность 10—15 тыс. км. Температура в хромосфере с высотой не падает, а растет от 4500 К до нескольких десятков тысяч. Излучение хромосферы в сотни раз меньше фотосферного, поэтому для ее наблюдения применяют специальные методы, позволяющие выделять слабое излучение. Хромосфера весьма неоднородна и представляется наблюдателю в виде постоянно вьющихся продолговатых язычков — спикул — длиной порядка 10 тыс. км. Спикулы выбрасываются из нижней хромосферы со скоростями до 30 км/с; время их жизни составляет несколько минут.
На краю солнечного диска хорошо видны протуберанцы — плотные конденсации вещества, поднятые над поверхностью линиями магнитного поля в виде арок или выступов. Протуберанцы бывают спокойные, активные и эруптивные. Они выделяются на фоне короны, так как имеют более высокую плотность. Скорость движения вещества активных протуберанцев достигает 200 км/с, а высота подъема — 40 радиусов Земли.
На Солнце наблюдаются взрывные выбросы энергии и вещества (со скоростью до 100 тыс. км/с), охватывающие значительные области поверхностного слоя — вспышки. Эти яркие образования существуют от нескольких минут до 3 часов. Обычно солнечные вспышки проходят вблизи быстро развивающихся групп солнечных пятен.
Солнечная корона — самая разреженная и горячая оболочка Солнца, распространяющаяся от него на несколько солнечных радиусов и имеющая температуру плазмы от 1 до 2 млн градусов.
Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во время полных солнечных затмений или с помощью специальных телескопов-коронографов.
Высокая температура и разреженность короны подтверждена спектральным анализом, а также по ее радио- и рентгеновскому излучению. Нагревание короны до высоких температур осуществляется за счет передачи энергии колебательных (конвективных) движений вещества из фотосферы. Волны (с частотой звуковых колебаний) в короне, где плотность вещества быстро убывает, становятся ударными. Они быстро затухают, происходит преобразование механической энергии волн в тепло. Из-за высокой температуры плотность короны убывает медленно, поэтому самые внешние слои атмосферы Солнца тянутся вплоть до орбиты Земли.
2. Солнечная активность и ее цикличность
Активность нашей звезды временами меняется, и происходит это с определенной периодичностью. Эти периоды и называют солнечными циклами. За солнечные циклы отвечает магнитное поле звезды. Вращение Солнца отличается от вращения твердых тел. Разные области звезды обладают различными скоростями, что и определяет величину поля. И оно проявляется в фотосфере солнечными пятнами. Каждый цикл характеризуется сменой полярности магнитного поля.
Солнечный цикл делится на несколько временных промежутков:
11-летний – Швабе.
22-летний – Хейл.
Вековой – Гляйсберг.
Тысячелетний – Холлстатт.
На протяжении конкретного отрезка времени уровень активности горячей звезды меняется.