что такое солнце в астрономии

Солнце в астрономии

Солнце

центр системы

в 333 тыс. раз

в 109 раз

5500°С

Солнце — единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца вращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль. Солнце, это огромная масса раскаленного газа, который под действием термоядерной реакции горит в течение миллиардов лет. Солнце излучает огромное количество тепла и света, благодаря чему возможно существование жизни на Земле. Наше Солнце относится к типу желтых карликов по спектральному классу, а температура на поверхности составляет 6000 по Кельвину.

Солнце — магнитоактивная звезда. Она обладает сильным магнитным полем, напряжённость которого меняется со временем и которое меняет направление приблизительно каждые 11 лет, во время солнечного максимума. Вариации магнитного поля Солнца вызывают разнообразные эффекты, совокупность которых называется солнечной активностью и включает в себя такие явления, как солнечные пятна, солнечные вспышки, вариации солнечного ветра, а на Земле вызывает полярные сияния в высоких и средних широтах и геомагнитные бури.

Ядро Солнца

Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150—175 тыс. км (20—25% от радиуса Солнца), в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³ (в 150 раз выше плотности воды), а температура в центре ядра — более 14 млн К. В ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности. Ядро — единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии.

Фотосфера

Фотосфера — излучающий слой звёздной атмосферы, в котором формируется непрерывный спектр излучения. Фотосфера даёт основную часть излучения звезды. Фотосфера поглощает и затем переизлучает энергию, поступающую из недр звезды. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100 до 400 км. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до нас уже не доходит.

Хромосфера

Хромосфера — внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в её видимом спектре доминирует красная H-альфа линия излучения водорода. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 градусов. Плотность хромосферы Солнца невелика, поэтому яркость её недостаточна, чтобы наблюдать её в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой.

Солнечная корона

Солнечная корона — внешние слои атмосферы Солнца, начинающиеся выше тонкого переходного слоя над хромосферой, в котором температура возрастает в 100 раз. Температура короны — порядка миллиона кельвинов. Причём от хромосферы она повышается до двух миллионов на расстоянии порядка 70 000 км от видимой поверхности Солнца, а затем начинает убывать, достигая у Земли ста тысяч кельвинов. Солнечная корона является источником сильного радиоизлучения.

Источник

Солнце

Солнце выступает центром и источником жизни для нашей Солнечной системы. Звезда относится к классу желтых карликов и занимает 99.86% всей массы нашей системы, а гравитация по силе преобладает над всеми небесными телами. В древности люди сразу поняли, какое значение имеет Солнце для земной жизни, поэтому упоминание о яркой звезде встречается в самых первых текстах и наскальных рисунках. Это было центральное божество, правящее над всеми.

Интересные факты

Характеристика

Сравнительные размеры Солнца и планет Солнечной системы. Расстояние между объектами на соблюдено

В небе кажется желтым, но истинный цвет – белый. Видимость создается атмосферой. Температура возрастает с приближенностью к центру. Ядро нагревается до 15.7 млн. К, корона – 5 млн. К, а видимая поверхность – 5778 К.

Физические характеристики Солнца

радиус6,9551·10 8 мДлина окружности экватора4,370·10 9 мПолярное сжатие9·10 −6Площадь поверхности6,078·10 18 м²Объём1,41·10 27 м³Масса1,99·10 30 кгСредняя плотность1409 кг/м³Ускорение свободного

падения на экваторе274,0 м/с²Вторая космическая скорость
(для поверхности)617,7 км/сЭффективная температура

поверхности5778 КТемпература
короны

1 500 000 КТемпература
ядра

13 500 000 КСветимость3,85·10 26 Вт
(

3,75·10 28 Лм)Яркость2,01·10 7 Вт/м²/ср

Солнце выполнено из плазмы, поэтому наделено высоким магнетизмом. Есть северный и южный магнитные полюса, а линии формируют активность, наблюдаемую на поверхностном слое. Темные пятна отмечают прохладные точки и поддаются цикличности.

Выброс корональной массы и вспышки происходят, когда линии магнитного поля перенастраиваются. Цикл занимает 11 лет, во время которого активность возрастает и утихает. Наибольшее количество солнечных пятен возникает в максимуме активности.

Состав и структура

Звезда наполнена водородом (74.9%) и гелием (23.8%). Среди более тяжелых элементов присутствуют кислород (1%), углерод (0.3%), неон (0.2%) и железо (0.2%). Внутренняя часть делится на слои: ядро, радиационная и конвективная зоны, фотосфера и атмосфера. Наибольшей плотностью (150 г/см 3 ) наделено ядро и занимает 20-25% всего объема.

На оборот оси звезда тратит месяц, но это приблизительная оценка, потому что перед нами плазменный шар. Анализ показывает, что ядро вращается быстрее внешних слоев. Пока экваториальная линия тратит 25.4 дней на оборот, то у полюсов уходит 36 дней.

В ядре небесного тела формируется солнечная энергия из-за ядерного синтеза, трансформирующего водород в гелий. В нем создается почти 99% тепловой энергии.

Внутренняя структура Солнца. Радиационная зона охватывает 0.25-0.7 солнечного радиуса. Температура падает с отдалением от ядра. Здесь она сокращается от 7 млн. К до 2 млн. С плотностью происходит то же самое – от 20 г/см3 до 0.2 г/см3.

Между радиационной и конвективной зонами расположен переходный слой – тахолин. В нем заметно резкая перемена равномерного вращения радиационной зоны и дифференциальное вращение конвекционной, что вызывает серьезный сдвиг. Конвективная зона находится на 200000 км ниже поверхности, где температура и плотность также ниже.

Видимая поверхность именуется фотосферой. Над этим шаром свет может свободно распространяться в пространство, высвобождая солнечную энергию. В толщину охватывает сотни километров.

Атмосфера Солнца представлена тремя слоями: хромосфера, переходная часть и корона. Первая простирается на 2000 км. Переходная занимает 200 км и прогревается до 20000-100000 К. Четких границ у слоя нет, но заметен нимб с постоянным хаотичным движением. Корона прогревается до 8-20 млн. К, на что влияет солнечное магнитное поле.

Солнечная гелиосфера с кораблями Вояджер-1 и 2

Гелиосфера – магнитная сфера, простирающаяся за черту гелиопаузы (на 50 а.е. от звезды). Ее также называют солнечным ветром.

Эволюция и будущее

Ученые убеждены, что Солнце появилось 4.57 млрд. лет назад из-за крушения части молекулярного облака, представленного водородом и гелием. При этом оно запустило вращение (из-за углового момента) и начало нагреваться с ростом давления.

Сейчас звезда пребывает в фазе главной последовательности. Внутри ядра трансформируется больше 4 млн. тон вещества в энергию. Температура постоянно растет. Анализ показывает, что за последние 4.5 млрд. лет Солнце стало ярче на 30% с увеличением в 1% на каждые 100 млн. лет.

Полагают, что в итоге оно начнет расширяться и превратится в красного гиганта. Из-за увеличения размера погибнет Меркурий, Венера и, возможно, Земля. В фазе гиганта пробудет примерно 120 млн. лет.

Потом начнется процесс уменьшения размера и температуры. Оно продолжит сжигать остатки гелия в ядре, пока не закончатся запасы. Через 20 млн. лет оно потеряет стабильность. Земля уничтожится или же раскалится. Через 500000 лет останется лишь половина солнечной массы, а внешняя оболочка создаст туманность. В итоге, мы получим белый карлик, который проживет триллионы лет и лишь потом станет черным.

Расположение в галактике

Галактическое расположение Солнца

Солнце находится ближе к внутреннему краю рукава Ориона в Млечном Пути. Удаленность от галактического центра составляет 7.5-8.5 тысяч парсеков. Находится внутри локального пузыря – полость в межзвездной среде с раскаленным газом.

Солнечная система проживает в галактической жилой зоне. Эта территория наделена особыми характеристиками, способными поддерживать жизнь. Солнечное движение направлено к Веге на территории Лиры и под углом в 60 градусов от галактического центра. Среди ближайших 50 систем наше Солнце стоит на 40-м месте по массивности.

Полагают, что орбитальный путь эллиптический с присутствием возмущения от галактических спиральных рукавов. Тратит 225-250 млн. лет на один орбитальный пролет. Поэтому на сегодняшний момент выполнило лишь 20-25 орбит. Ниже можно рассмотреть карту поверхности Солнца. При желании воспользуйтесь нашими телескопами онлайн в режиме реального времени, чтобы полюбоваться звездой системы. Не забывайте отслеживать космическую погоду с указанием магнитных бурь и солнечных вспышек.

Карта поверхности

Нажмите на изображение, чтобы его увеличить

Источник

Солнце

Солнце — единственная звезда Солнечной системы. Оно представляет собой гигантский раскаленный огненный шар, который в 110 раз больше Земли по размерам и в 333 тысячи раз — по массе. Вокруг Солнца вращаются планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеороиды, кометы и космическая пыль.

Основные характеристики

Что видно на Солнце

Солнце — газовый шар, не имеющий четкой границы. Его плотность убывает постепенно, однако, первое, на что обращает внимание наблюдатель, — резкость солнечного края.

Это связано с тем, что практически все видимое излучение светила исходит из очень тонкого (200–300 км) по сравнению с радиусом Солнца слоя, который называется фотосферой. Отсюда иллюзия того, что Солнце имеет «поверхность»: слои выше фотосферы прозрачны для видимого света, а ниже взгляд не проникает.

Однородный на первый взгляд диск Солнца содержит много крупных и мелких деталей. Вся фотосфера состоит из светлых зерен (гранул) и темных промежутков между ними. Размеры гранул по солнечным масштабам невелики: 1000–2000 км в поперечнике, а темные дорожки между ними имеют ширину порядка 300–600 км. Одновременно наблюдается около миллиона гранул, каждая из которых живет не более 10 мин. Грануляцию вызывает конвекция — перенос тепла большими массами (пузырями) горячего вещества, которые поднимаются снизу, расширяясь и одновременно остывая. На фоне грануляции наблюдаются более контрастные и крупные объекты — солнечные пятна и факелы.

Магнитное поле участвует во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникает концентрированное магнитное поле, в несколько тысяч раз сильнее, чем у поверхности Земли. Солнечное вещество, ионизованная плазма, — хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов снизу тормозятся и возникает темная область — солнечное пятно. Пятна холоднее окружающего вещества примерно на 1500 К. На фоне ослепительной фотосферы они кажутся совсем черными, хотя в действительности яркость пятен слабее только раз в десять.

Мелкие пятна существуют менее суток, развитые — приблизительно 10–20 суток, самые большие могут наблюдаться до 100 суток. С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки — поры, пятно постепенно увеличивается в размерах до нескольких десятков тысяч километров. По величине пятна очень разны — от малых, диаметром примерно 1000–2000 км, до гигантских, значительно превосходящих размеры нашей планеты. Размер самого большого из наблюдавшихся пятен превышал 100 тыс. км.

На Солнце категорически запрещается смотреть невооруженным глазом или в астрономические приборы без использования специальных, очень темных светофильтров или других устройств, ослабляющих свет. Иначе не исключен ожог глаз.

Крупные пятна состоят из темной области, называемой тенью. Ее окружает полутень волокнистой структуры, в 2–3 раза большего диаметра. Газ в пятнах прозрачнее, чем в окружающей атмосфере, поэтому если пятно наблюдается на краю солнечного диска, то создается впечатление, что оно вогнуто.

Пятна, большие и малые, часто образуют группы, которые могут занимать значительные, хорошо заметные области на солнечном диске. Картина группы все время меняется, пятна рождаются, растут и распадаются.

Практически всегда пятна окружены ярки ми ажурными полями, которые называют факелами (факельными полями). Особенно отчетливо они видны на краю солнечного диска и кажутся набором ярких волокон, образующих ячейки размером около 30 тыс. км. Факельные поля живут дольше, иногда по три-четыре месяца. Обычно (но не всегда) появление факельных полей предшествует появлению пятен, также они остаются жить после их исчезновения. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитного поля в наружные слои Солнца.

Пятна и факелы вместе образуют активные области. Все сложные процессы, происходящие в активных областях, связаны с изменчивостью магнитного поля, их породившего. Именно в активных областях происходят солнечные вспышки, а в верхних слоях солнечной атмосферы над ними висят протуберанцы. Количество активных областей характеризует солнечную активность. Она достигает максимума каждые 7–17 лет (в среднем — каждые 11 лет). В годы минимума активности на Солнце может не быть ни одного пятна десятилетиями, как в 1645–1715 гг., а в максимуме их число измеряется десятками и может превышать 100.

Инструменты для наблюдения Солнца

Основным инструментом астронома-наблюдателя является телескоп. И хотя принцип действия всех телескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификации этого прибора.

Яркость Солнца велика, и светосила оптической системы солнечного телескопа неважна и может быть небольшой. Интерес представляет как можно больший масштаб изображения. Поэтому у солнечных телескопов очень большие фокусные расстояния. Крупнейший инструмент с зеркалом 1,6 м находится в обсерватории Китт Пик, имеет фокусное расстояние 82,6 м и дает изображение Солнца диаметром 82 см. Так как Солнце движется по небосводу лишь в ограниченной области (внутри полосы шириной около 47°), то солнечному телескопу не нужна монтировка для наведения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а солнечные лучи направляются подвижной системой зеркал — целостатом.

Бывают горизонтальные и вертикальные (башенные) солнечные телескопы. Горизонтальный телескоп построить легче, так как все его детали находятся на горизонтальной оси. Однако Солнце дает много тепла, так что воздух внутри телескопа сильно нагревается. Движение нагретого воздуха поперек солнечных лучей делает изображение дрожащим и нерезким. Поэтому крупные солнечные телескопы имеют вертикальную конструкцию, так как в них потоки воздуха движутся почти параллельно лучам света и меньше портят изображение.

Важным параметром телескопа является угловое разрешение, т. е. способность давать раздельные изображения двух близких друг к другу деталей. Например, разрешение в 1 угловую секунду (1″) означает, что с помощью данного телескопа можно различить два объекта, угол между которыми равен 1″ дуги. Видимый радиус Солнца составляет чуть меньше 1000″, а истинный — около 700 тыс. км. Следовательно, 1″ на Солнце соответствует расстоянию немногим более 700 км. Лучшие фотографии Солнца позволяют увидеть детали размером около 100 км.

Обычные солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения фотосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные слои солнечной атмосферы — солнечную корону, пользуются специальным инструментом — коронографом, который изобрел французский астроном Бернар Лио (1897—1952) в 1930 г.

В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от нее в 10 тыс. раз слабее света дневного неба вблизи Солнца. Ее наблюдают во время полных солнечных затмений, когда диск Солнца закрыт Луной. Но они бывают редко, видны в узкой полосе, а продолжительность полной фазы затмения не превышает 7 мин. Коронограф же позволяет наблюдать корону вне затмения.

Чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографа установлена искусственная «луна». Она представляет собой маленький конус с зеркальной поверхностью. Размер его чуть больше диаметра изображения Солнца, а вершина направлена к объективу. Свет отбрасывается конусом обратно в трубу телескопа или в особую световую «ловушку». А изображение солнечной короны строит дополнительная линза, которая находится за конусом.

Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачнее и небо темнее. Но и там солнечная корона все же слабее, чем ореол неба вокруг Солнца. Поэтому ее можно наблюдать только в узком диапазоне спектра, в спектральных линиях излучения короны. Для этого используют специальный фильтр или спектрограф.

Спектрограф — самый важный вспомогательный прибор для астрофизических исследований. Многие солнечные телескопы служат лишь для того, чтобы направлять пучок солнечного света в спектрограф. Основными его элементами являются: щель для ограничения поступающего света; коллиматор (линза или зеркало), который делает параллельным пучок лучей; дифракционная решетка для разложения белого света в спектр и фотокамера или иной детектор изображения. «Сердце» спектрографа — дифракционная решетка, которая представляет собой зеркальную стеклянную пластинку с нанесенными на нее параллельными штрихами. Число штрихов у лучших решеток достигает 1200 на миллиметр. Основная характеристика спектрографа — его спектральное разрешение. Чем выше разрешение, тем более близкие спектральные линии можно увидеть раздельно.

Внутреннее строение Солнца

Солнце — это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы. Так же, как и другие звезды, Солнце светит благодаря идущим в его недрах термоядерным реакциям.

Основное вещество, составляющее Солнце, — водород, он и служит главным «топливом». На долю водорода приходится около 71% всей массы светила, почти 27% принадлежит гелию, а остальные 2% — более тяжелым элементам, таким как углерод, азот, кислород и металлы. В недрах Солнца из четырех атомов водорода образуется один атом гелия. На каждый грамм водорода, участвующего в реакции, приходится 6 ⋅ 10 11 Дж выделяющейся энергии. Такого количества энергии достаточно, чтобы нагреть от температуры 0°С до точки кипения 1000 м 3 воды.

Масса Солнца составляет 99,86 % массы Солнечной системы

Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. Но энергия горячего ядра должна как-то выходить наружу, к поверхности Солнца. Существуют различные способы передачи энергии в зависимости от физических условий среды, а именно: лучистый перенос, конвекция и теплопроводность. Теплопроводность не играет большой роли в энергетических процессах на Солнце и звездах, тогда как лучистый и конвективный переносы очень важны.

Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идет поток энергии. В целом процесс этот очень медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до его видимой зоны — фотосферы, необходимы многие сотни тысяч лет, так как, переизлучаясь, кванты все время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперед. В процессе переизлучения кванты меняют и свою природу.

Атмосфера Солнца: фотосфера и хромосфера

Атмосфера — это газовая оболочка небесного тела, которая удерживается его гравитацией. Внешние слои звезд также называются атмосферой. Внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь более высокими слоями, уйти в окружающее пространство.

Особую роль в солнечной атмосфере играет отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. В земной природе такой ион не встречается. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее холодном слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые поставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы хорошо поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные слои солнечной атмосферы — хромосферу и корону. Хромосфера (греч. «сфера цвета») названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг черного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность — в сотни тысяч раз меньше. Общая протяженность хромосферы — 10–15 тыс. км.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в нее из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как это происходит в микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы.

Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно будто взрываются, и вещество их со скоростью сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих ее газов.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки.

Солнечная корона

Внешняя часть солнечной атмосферы, корона, — самая разреженная, самая горячая и самая близкая к нам. Она простирается далеко от звезды в виде постоянно движущегося от нее потока плазмы — солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400–500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с.

Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, граничащую с еще более разреженной межзвездной средой. Фактически мы живем, окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле. Кроме того, корона оказалась уникальной естественной лабораторией, в которой можно наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Земле условиях.

Силы электронных ударов так велики, что атомы легких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь «голые» атомные ядра. Более тяжелые элементы сохраняют самые глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высокой степени ионизации. В результате образуется высокоионизованная плазма, состоящая из множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть большего количества свободных электронов, возникших при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжелых атомов.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъеме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы, его атмосфера не должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна. Силы, действующие против притяжения Солнца, связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1–2 млн градусов.

В короне наблюдается большое количество деталей: корональные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие сложные образования, четко связанные с активными областями. Но главной ее особенностью является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи прямые, а иногда они сильно изогнуты.

Общая яркость и форма солнечной короны меняются. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравнительно округлую форму. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в экваториальных и средних широтах, форма короны становится вытянутой, а у полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые полярные щеточки, при этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного образования пятен.

Между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует определенная связь. Например, над пятнами и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корональные лучи, в сторону которых изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яркость хромосферы увеличивается. Эта возбужденная область хромосферы горячее и плотнее соседних областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Протуберанцы также часто бывают окружены оболочками из корональной материи.

Наличием большого количества свободных электронов объясняется белый цвет солнечной короны. Он обусловлен рассеянием обычного солнечного света на свободных электронах, которые не вкладывают своей энергии в изучение при рассеянии: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляризуя его.

Влияние Солнца на Землю

Солнце — главный, хотя и не единственный, двигатель происходящих на земле процессов. Оно освещает и согревает нашу планету, без чего была бы невозможна жизнь на Земле не только человека, но даже микроорганизмов. Оно посылает на Землю электромагнитные волны всевозможной длины — от многокилометровых радиоволн до чрезвычайно коротковолновых гамма-лучей.

Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетного пространства попадает в атмосферу Земли, все остальные отклоняет или задерживает ее геомагнитное поле. Но энергии этих частиц достаточно для того, чтобы вызвать полярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты.

Окрестностей Земли достигают заряженные частицы разной энергии — как высокой (солнечные космические лучи), так и низкой и средней (потоки солнечного ветра, выбросы от вспышек). Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц — нейтрино. Однако их воздействие на земные процессы пренебрежимо мало: для этих частиц земной шар прозрачен, так что они свободно пролетают сквозь него.

Солнечные космические лучи в основном состоят из протонов, ядер атомов гелия и электронов с энергией 106 –109 электронвольт (эВ). Наиболее энергичные из этих частиц преодолевают расстояние от Солнца до Земли, равное 150 млн км, всего за 10–15 мин. Основным источником солнечных космических лучей служат хромосферные вспышки.

Как и рентгеновское излучение, солнечные космические лучи не доходят до поверхности Земли, но могут ионизовать верхние слои ее атмосферы, что сказывается на устойчивости радиосвязи между отдаленными пунктами. Но действие частиц этим не ограничивается. Быстрые частицы вызывают сильные токи в земной атмосфере, приводят к возмущению магнитного поля нашей планеты и даже влияют на циркуляцию воздуха в атмосфере.

Подобные явления лучше всего видны вдоль овала полярных сияний, расположенного между 10° и 20° широты от магнитных полюсов. В период максимумов солнечной активности сияния можно наблюдать в более низких широтах. Частота и интенсивность полярных сияний достаточно четко следуют солнечному циклу: в максимуме солнечной активности редкий день обходится без сияний, а в минимуме они могут отсутствовать месяцами. Наличие или отсутствие полярных сияний, таким образом, служит неплохим показателем активности Солнца.

Солнечный ветер и энергия солнечного света

В конце 1950-х гг. американский астрофизик Юджин Паркер пришел к выводу, что, поскольку газ в солнечной короне имеет высокую температуру, которая сохраняется с удалением от Солнца, он должен непрерывно расширяться, заполняя Солнечную систему. Результаты, полученные с помощью советских и американских космических аппаратов, подтвердили правильность теории Паркера.

В межпланетном пространстве действительно мчится направленный от Солнца поток вещества, названный солнечным ветром. Он представляет собой продолжение расширяющейся солнечной короны. Его в основном составляют ядра атомов водорода (альфа-частицы), а также электроны. Частицы солнечного ветра летят со скоростями несколько сотен километров в секунду, удаляясь от Солнца на многие десятки астрономических единиц — туда, где межпланетная среда Солнечной системы переходит в разреженный межзвездный газ. Вместе с ветром в межпланетное пространство переносится и солнечное магнитное поле.

Общее магнитное поле Солнца по форме линий магнитной индукции немного напоминает земное. Но силовые линии земного поля вблизи экватора замкнуты и не пропускают направленные к Земле заряженные частицы. Силовые линии солнечного поля, напротив, в экваториальной области разомкнуты и вытягиваются в межпланетное пространство, искривляясь подобно спиралям. Объясняется это тем, что силовые линии остаются связанными с Солнцем (как говорят — вмороженными), которое вращается вокруг своей оси.

Солнечный ветер вместе с «вмороженным» в него магнитным полем формирует газовые хвосты комет, направляя их в сторону от Солнца. Встречая на своем пути Землю, солнечный ветер сильно деформирует ее магнитосферу, в результате чего наша планета обладает длинным магнитным «хвостом», также направленным от Солнца. Магнитное поле Земли чутко отзывается на обдувающие ее потоки солнечного вещества.

Электромагнитное излучение, приходящее от Солнца, подвергается в земной атмосфере строгому отбору. Проникают в нее видимый свет и ближнее ультрафиолетовое и инфракрасное излучения, а также радиоволны в сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Все остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя ее верхние слои.

Поглощение рентгеновских и жестких ультрафиолетовых лучей начинается на высотах 300–350 км; на этих же высотах отражаются наиболее длинные радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного рентгеновского излучения от хромосферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80–100 км от поверхности Земли, ионизуют атмосферу и вызывают нарушение связи на коротких волнах.

Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать еще глубже, оно поглощается на высоте 30—35 км. Здесь ультрафиолетовые кванты разбивают на атомы (диссоциируют) молекулы кислорода (O₂) с последующим образованием озона (O₃). Тем самым создается непрозрачный для ультрафиолета «озонный экран», предохраняющий жизнь на Земле от гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучения доходит до земной поверхности. Именно эти лучи вызывают у людей загар и даже ожоги кожи при длительном пребывании на солнце.

Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твердых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света.

На Земле излучение поглощается сушей и океаном. Нагретая земная поверхность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области. Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло.

В этом и заключается парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и ее потерями на планете, в общем, существует равновесие: сколько поступает, столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе с атмосферой либо постоянно повышалась бы, либо падала.

Источник