Исследование Солнца - ближайшей звезды
щие сведения о физических процессах на Солнце.
Солнце является одним из жёлтых карликов – наиболее типичных звёзд нашей
Галактики. Газообразное солнечное вещество в глубоких слоях Солнца и во
внешних областях его атмосферы практически полностью ионизовано, т. е.
фактически является плазмой (в которой все электроны оторваны от атомов);
только в сравнительно тонком поверхностном слое солнечное вещество
находится в состоянии не полной ионизации. Согласно современным
представлениям в глубинах Солнца уже миллиарды лет действует естественный
термоядерный реактор, к созданию которого в земных условиях человеческая
наука ещё только приближается.
Энергия, выделяющаяся в солнечных недрах в ходе термоядерных реакций в
виде жёсткого гамма-излучения, очень медленно (за миллионы лет)
просачивается наружу, к поверхности Солнца. При многократных процессах
поглощения и переизлучения квантов в толще солнечного вещества происходит
постоянное уменьшение частоты первоначального излучения, и на видимой нам
поверхности Солнца оно появляется уже в оптическом диапазоне спектра.
В основной массе Солнца, которая находится в области, ограниченной 0.8
радиуса Солнца, энергия переносится излучением, однако на глубине порядка
140 тыс. км от поверхности характер этого процесса радикально изменяется.
Вследствие просачивания энергии излучения наружу, температура солнечной
плазмы постепенно падает при переходе к более высоким слоям, и, если какой
– либо объём газа случайно окажется несколько горячее окружающей среды, он
начинает расширяться и, становясь легче, всплывает вверх. В этом и
заключается явление конвективного переноса энергии.
По мере продвижения выделенного газа вверх, в более разряжённые слои,
внешне давление, претерпеваемое им,
падает, и поэтому этот газ будет продолжать расширяться и охлаждаться. Хотя
в окружающем газе температура также падает с высотой, его температура
остаётся выше и, таким образом, данный объём будет продолжать двигаться
вверх, перенося энергию. В процессе движения этого объёма должно
происходить его дробление (фрагментация) на объёмы газов меньших размеров.
Как показывают расчёты, всплывающее горячие солнечное вещество, не
распадаясь, проходит расстояние, сравнимое с некоторой
12
характерной высотой распределения газа в данной области Солнца. Эта высота
определяется температурой плазмы и ускорением силы тяжести и, естественно,
может сильно меняться в солнечных условиях.
В случае отсутствия конвекции характер изменения температуры с высотой
устанавливается переносом тепла излучением и зависит, следовательно, от
степени непрозрачности вещества, для данного излучения. Чем эта величина
больше, тем сильнее изменяется температура с глубиной. Правда, температура
с высотой может падать и из-за уменьшения плотности газа. Вообще говоря,
конвекция возможна лишь тогда когда изменения температуры, вызываемое
различной степенью непрозрачности вещества, больше изменения температуры,
обусловленного падением его плотности. Это условие определяет толщину под
поверхности зоны, охваченной конвективными «движениями», которая на Солнце
составляет около 140 тыс. км.
Основная часть оптического излучения Солнца в непрерывном спектре
приходит к нам из фотосферы – сравнительно плотного нижнего слоя солнечной
атмосферы. Результатом конвективных движений газа в глубоких слоях Солнца
является ячеистая структура фотосферы (грануляция). Характерные размеры
ячеек (гранул) около 0.5 – 0.8 тыс. км, среднее время «жизни» 5 – 8 мин, в
них наблюдается скорость подъёма вещества порядка 400 м/с. помимо гранул, в
фотосфере видны и значительно более крупномасштабные структуры, как бы
сеть с размером ячеек около 30 тыс. км, - супергрануляция. Эта «сетка»
представляет собой «след» конвекции с более глубокого яруса, чем гранулы
(приблизительно 5 тыс. км). Время «жизни» «сетки» супергрануляции около
суток. Наконец, на поверхности Солнца замечены и так называемые «гигантские
структуры» (так же ячеистые тела) с размерами близким к 400 тыс. км, и
временем «жизни» около 10 суток. Это отражение «деятельности» самого
глубокого уровня конвекции.
Около 0.001 всей энергии конвективных движений переносится различными
типами волн: звуковыми, а также магнитозвуковыми и альвеновскими. Последние
типы волн связаны с наличием у Солнца магнитного поля, которое оказывает
сильное влияние на волновые движения, происхождение на Солнце магнитных
полей большой напряжённости остаётся пока не вполне ясным, хотя слабые поля
(в малых масштабах) вполне могут генерироваться движениями солнечной
электропроводящей плазмы (в частности в конвективной зоне).
На не больших высотах над фотосферой потери энергии волн не
13
велики, так как плотность газа здесь ещё значительна и он легко
«высвечивает» запасённую энергию, т. е. Преобразует её в энергию теплового
излучения. Поэтому в сравнительно узком (до 1 тыс. км) переходном слое от
фотосферы к более высоким слоям температура даже падает (от 6000 до 5000
К). На больших высотах роль нагрева волнами начинает быстро возрастать,
поскольку из-за падения плотности эффективность излучения плазмой резко
уменьшается. По этой же причине на высотах выше 1 тыс. км над фотосферой
температура начинает медленно, а затем всё быстрее расти (рис.4.). Этот
слой хромосферы Солнца называют хромосферой.
Рис.3. Схема строения хромосферы. Указаны значения
температуры и электронной
концентрации в зависимости от высоты.
Выше хромосферы наступает полная ионизация водорода и гелия, температура
плазмы поднимается до 1-2 млн. градусов. Здесь начинается солнечная корона.
Её можно увидеть во время полных солнечных затмений, когда Луна полностью
закрывает Солнце, тогда на очень короткое время вокруг затмившегося
солнечного диска на фоне тёмного неба вспыхивает серебристое сияние. Корону
можно наблюдать и не только во время солнечных затмений – с помощью
специальных инструментов.
Начиная с некоторой высоты короны, возникает истечение солнечной плазмы
в межпространство – солнечный ветер. Разряжённая плазма солнечного ветра с
большой скоростью расходится во всех направлениях, обтекая магнитосферы
Земли и других планет солнечной системы, комет и т. д.
Причина истечения солнечного ветра заключается в том, что размеры короны
имеющей температуру несколько миллионов градусов, 2 раза превышает размеры
Солнца, и гравитационное притяжение не способно её удержать.
14
Солнечная активность.
Все проявления солнечной активности теснейшим образом с наличием у
Солнца магнитного поля. Появление магнитных областей на Солнце и их
эволюция сильно воздействуют на все рассмотренные нами выше физические
процессы в верхних слоях солнечной атмосферы.
Рождение магнитной области, как правило, начинается с появлением
сильного, магнитного поля в атмосфере, и эта область фотосферы становится
ярче – появляется факел. Возрастание яркости свечения имеет и в хромосфере,
где наблюдается флоккул, а в короне в этом месте образуется плотное и
горячие облако плазмы – нормальная конденсация.
Нарастание магнитного поля (на уровне фотосферы) в области свечения
факела сначала наблюдается как появление тёмных пор, которые затем,
сливаясь и разрастаясь, образуют резко очертаное тёмное пятно, окружённое
более светлой каймой – полутенью. Размеры пятен обычно лежат в пределах 10
– 15 тыс. км, а напряжённость магнитного поля составляет 80 – 120 А/м (в
факелах напряжённость поля достигает нескольких тысяч ампер на метр).
Обычно пятна возникают не в одиночку, а целыми группами. Иногда группа
состоит из пятен с магнитным полем одной полярности (униполярная группа),
чаще всего в активной области наблюдаются группы пятен с полем обеих
полярностей – биполярные группы. Пятна увлекаются вращением Солнца, но
имеют не большие и собственные движения. Температура плазмы в пятне ниже
фотосферной на 1500 – 2000 К, поэтому они и выглядят тёмными на фоне
фотосферы.
Резкое понижение температуры в области пятна связано с тем, что
конвективные движения здесь подавляются сильными магнитными полями. Из-за
высокой проводимости плазмы магнитные силовые линии как бы «вморожены» в
вещество и следуют за ним при всех его движениях. Так происходит пока
магнитное поле слабое. Однако магнитные поля с напряжённостью свыше 10 тыс.
А/м уже оказывают сопротивление и способны ограничить движение солнечной
плазмы. Поэтому – то перенос тепловой энергии конвекцией в этом случае
резко уменьшается и газ охлаждается над остановленными ячейками
супергрануляции.
В магнитном поле пятен возможен лишь один вид конвективных движений –
«скольжение» газа вдоль силовых линий (вверх, вниз). Это объясняет, почему
перенос энергии в пятнах всё же больше, чем, если бы существовал лишь один
перенос энергии излучением.
15
Очень интересными структурными образованьями в атмосфере Солнца являются
протуберанцы. Они представляют собой массы
| |  скачать работу |
Исследование Солнца - ближайшей звезды |
