Доповідь з астрономії за темою "Сонце" учениці 11 "А" класу Кондратова Ольги

Сонячна атмосфера

Фотосфера
Атмосфера Сонця починається на 200-300 глибше видимого краю сонячногодиска називають фотосферою. Оскільки їх товщина складає не більше однієїтрьохтисячної частки сонячного радіуса, фотосфери іноді умовно називаютьповерхнею Сонця.
Щільність газів в фотосфері приблизно така ж, як у земній стратосфері, ів сотні разів менше ніж в поверхні Землі. Температура фотосферизменшується від 8000 К на глибині 300 км до 4000 К в самих верхніх шарах.
Температура ж того середнього шару, випромінювання якого ми сприймаємо близько
6000 К.
За таких умов майже всі молекули газу розпадаються на окремі атоми.
Лише в самих верхніх шарах фотосфери зберігається відносно небагатонайпростіших молекул і радикалів типу Н2, ОН, СН.
Особливу роль у сонячній атмосфері відіграє не зустрічається в земній природінегативний іон водню, який є протон з двомаелектронами. Це незвичайне поєднання виникає в тонкому зовнішньому, найбільш
«Холодному» шарі фотосфери при «налипанні» на нейтральні атоми воднюнегативно заряджених вільних електронів, які поставляються легкоіонізіруемимі атомами кальцію, натрію, магнію, заліза та інших металів.
При виникненні негативні іони водню випромінюють більшу частинувидимого світла. Цей же світло іони жадібно поглинають, через щонепрозорість атмосфери з глибиною швидко зростає. Тому видимий край
Сонця і здається нам дуже різким.
Майже всі наші знання про Сонце засновані на випромінюванні його спектру.
У телескоп з великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери:вся вона здається посипаної дрібними яскравими зернятками - гранулами,розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатомперемішування спливаючих більш теплих потоків газу і опускаються більшехолодних. Різниця температур між ними в зовнішніх шарах значноневелика (200-300 К), але глибше, в конвективної зоні, вона більше, іперемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція у зовнішніхшарах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. Укінцевому рахунку саме конвекція в результаті складної взаємодії зсонячними магнітними полями є причиною всіх різноманітнихпроявів сонячної активності.
Магнітні поля беру участь у всіх процесах на Сонце. Часом у невеликійобласті сонячної атмосфери виникають концентровані магнітні поля, вкілька тисяч разів сильніші ніж на Землі. Іонізованою плазма --хороший провідник, вона не може переміщатися впоперек ліній магнітногоіндукції сильного магнітного поля. Тому в таких місцях перемішування іпідйом гарячих газів з низу гальмується, і виникає темна область --сонячне пляма. На тлі сліпучої фотосфери воно здається зовсім чорним,хоча насправді яскравість його слабкіше раз на десять.
З часом величина і форма плям сильно змінюються. Виникнувши у вигляділедь помітною точки - пори, пляма поступово збільшує свої розміри додесятків тисяч кілометрів. Великі плями, як правило, складаються з темноїчастини (ядра) і менш темною - півтіні, структура якої додає плямівид вихору. Плями бувають оточені більш яскравими ділянками фотосфери,званими смолоскипами або факельним полями.
Фотосфера поступово переходить у більш розріджені зовнішні шари сонячноїатмосфери - хромосферу і корону.

Хромосфера
Хромосфера (грец. «сфера кольору») названа так за свою червонувато-фіолетовезабарвлення. Вона видно під час повного сонячного затемнення, як клочковатое яскравекільце навколо чорного диска Місяця, тільки що затьмарить Сонце. Хромосферадосить неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків
(спікули), які надають їй вид палаючої трави. Температура цих хромосфернихструменів в два-три рази вище, ніж у фотосфері, а щільність у сотні тисяч разівменше. Загальна протяжність хромосфери 10-15 тис. кілометрів.
Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль і магнітнихполів, що проникають у неї з конвективної зони. Речовина нагріваєтьсяприблизно так само, як якщо б це відбувалося в гігантській мікрохвильовоїпечі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішають зіткненняміж ними, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовина стаєгарячої ионизованного плазмою. Ці ж фізичні процеси підтримують інадзвичайно високу температуру самих зовнішніх шарів сонячної атмосфери,які розташовані вище хромосфери.
Часто під час затемнень (а за допомогою спеціальних спектральних приладів --і не чекаючи затемнень) над поверхнею Сонця можна спостерігатихимерної форми "фонтани", "хмари", "воронки", "кущі", "арки" та іншіяскраво світяться освіти з хромосферної речовини. Вони буваютьнерухомими або повільно змінюються, оточеними плавними вигнутимиструменями, які втікають в хромосферу або випливають з неї, піднімаючись надесятки і сотні тисяч кілометрів. Це найграндіозніші освітисонячної атмосфери - протуберанці. При спостереженні в червоній спектральноїлінії, що випромінюється атомами водню, вони здається на тлі сонячного дискатемними, довгими і зігнутими волокнами.
Протуберанці мають приблизно ту саму щільність і температуру, що іхромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені більш високими, сильнорозрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають вхромосферу тому, що їх речовина підтримується магнітними полямиактивних областей Сонця.
Плями, факели, протуберанці, хромосферні спалаху - це все проявисонячної активності. З підвищенням активності число цих утворень на
Сонце стає більше.

Корона
На відміну від фотосфери і хромосфери зовнішня частина атмосфери Сонця --корона - володіє величезною довжиною: вона простягається на мільйоникілометрів, що відповідає кільком сонячним радіусів, а її слабкепродовження йде ще далі.
Щільність речовини в сонячній короні зменшується з висотою значноповільніше, ніж щільність повітря в земній атмосфері. Зменшення щільностіповітря при підйомі вгору визначається тяжінням Землі. На поверхні
Сонця тяжкості значно більше, і, здавалося б, його атмосфера не повиннабути високою. Насправді вона надзвичайно велика. Отже,є якісь сили, що діють проти тяжіння Сонця. Ці силипов'язані з величезними швидкостями руху атомів і електронів в короні,розігрітій до температури 1-2 млн градусів!
Корону найкраще спостерігати під час повної фази сонячного затемнення.
Щоправда, за ті кілька хвилин, що вона триває, дуже важко замалювати НЕтільки окремі деталі, але навіть загальний вигляд корони. Око спостерігача ледвелише починає звикати до раптово настали сутінках, а що з'явився з -за краї Місяця яскравий промінь Сонця вже сповіщає про кінець затемнення. Томучасто замальовки корони, виконані досвідченими спостерігачами під час одноготого самого затемнення сильно розрізнялися. Чи не вдавалося навіть точно визначитиїї колір.
Винахід фотографії дало астрономам об'єктивний і документальний методдослідження. Однак отримати гарний знімок корони теж не легко. Річ уте, що найближча до Сонця її частина, так звана внутрішня корона,порівняно яскрава, в той час як далеко простягається зовнішня коронапредставляється дуже блідим сяйвом. Тому якщо на фотографіях добревидно зовнішня корона, то внутрішня виявляється перетриманих, а назнімках, де проглядаються деталі внутрішньої корони, зовнішня зовсімнепомітна. Щоб подолати ці труднощі, під час затемнення звичайнонамагаються отримати одразу кілька знімків корони - з великими імаленькими витягами. Або ж корону фотографують, розміщуючи передфотопластини спеціальний "радіальний" фільтр, що послабляє кільцеві зонияскравих внутрішніх частин корони. На таких знімках її структуру можнапростежити до відстаней у багато сонячних радіусів.
Але вже перші вдалі фотографії дозволили виявити в короні великекількість деталей: корональні промені, всілякі "дуги", "шоломи" та іншіскладні освіти, чітко пов'язані з активними областями. Головноюособливістю корони є промениста структура. Форма корональної променівдуже різноманітна.
Цикл сонячної активності - 11 років. Тобто з 11-річним періодом змінюєтьсяяк яскравість так і форма сонячної корони. В епоху максимуму вона має майжеідеально круглу форму. Прямі і спрямовані вздовж радіусу Сонця променікорони спостерігаються як у сонячного екватора, так і в полярних областях.
Коли ж плям мало, корональні промені утворюються лише в екваторіальних ісередніх широтах. Форма корони стає витягнутої. У полюсів з'являютьсяхарактерні промені, так звані полярні щіточки. При цьому загальна яскравістькорони зменшується. Ця цікава особливість корони, очевидно, пов'язаназ поступовим переміщенням протягом 11-річного циклу зонипереважного утворення плям. Після мінімуму плями починаю виникатипо обидві сторони від екватора на широтах 30-40 градусів. Потім зонапятнообразованія поступово опускається до екватора.
Тим структурою корони і окремими утвореннями в атмосфері Сонцяіснує певний зв'язок. Наприклад, над плямами і смолоскипами зазвичайспостерігаються яскраві і прямі корональні промені. В з сторону згинаютьсясусідні промені. В основі корональної променів яскравість хромосферизбільшується. Таку її область називають зазвичай збудженої. Вона гаряче іщільніше сусідніх, не збудженому областей. Над плямами в короні спостерігаютьсяяскраві складні освіти. Протуберанці також часто бувають оточеніоболонками з корональної матерії ..
Корональної газ - це високоіонізованная плазма; вона складається з безлічіпозитивно заряджених іонів різноманітних хімічних елементів і трохибільшої кількості вільних електронів, що виникли при іонізації атомівводню (по одному електрону), гелію (по два електрони) і більш важкихатомів. Оскільки в такому газі основну роль граю рухливі електрони, йогочасто називають електронним газом, хоча при цьому мається на увазі наявністьтакої кількості позитивних іонів, що повністю забезпечувало бнейтральність плазми в цілому.
Білий колір корони пояснюється розсіюванням звичайного сонячного світла навільних електронах. Вони не вкладають своєї енергії при розсіюванні:коливаючись у такт світлової хвилі, вони лише змінюють напрямокрозсіюється світла, при цьому поляризуючи його. Таємничі яскраві лінії вспектрі породжені незвичайним випромінюванням високоіонізованних атомів заліза,аргону, нікелю, кальцію та інших елементів, що виникають тільки в умовахсильного розрідження. Нарешті, лінії поглинання в зовнішній короні викликанірозсіюванням на пилових частинок, які постійно присутні вміжзоряного середовища. А відсутність ліній у внутрішній короні пов'язано з тим,що при розсіюванні на дуже швидко рухаються електронах всі світлові квантивідчувають такі значні зміни частот, що навіть сильніфраунгоферових лінії сонячного спектра повністю "замиваются".
Отже, корона Сонця - зовнішня частина його атмосфери, сама розрідженаі найгарячіша. Додамо, що вона і найближча до нас: виявляється вонапростирається далеко від сонця у вигляді постійно рухається від нього потокуплазми - сонячного вітру. Поблизу Землі його швидкість складає в середньому
400-500 км/с, а часом досягає майже 1000 км/с. поширюючись далека замежі орбіт Юпітера й Сатурна, сонячний вітер утворює гігантськугеліосферу, що межує з ще більш розрідженої міжзоряним середовищем.
Фактично ми живемо оточені сонячної короною, хоча і захищені від їїпроникаючої радіації надійним бар'єром у вигляді земного магнітного поля.
Через корону сонячна активність впливає на багато процесів, що відбуваютьсяна Землі.

К О Н Е Ц Ъ