Знаймо

Додати знання

приховати рекламу

Цей текст може містити помилки.

Сонячна корона



План:


Введення

Сонячна корона, відображена під час повного сонячного затемнення 11 серпня 1999 (близько до максимуму Двадцять третього циклу).
Залежність відносної яскравості складових Сонячної корони від відстані до краю диска

Сонячна корона - зовнішні шари атмосфери Сонця, що починаються вище тонкого перехідного шару над хромосферою, в якому температура зростає в 100 разів [1].


1. Опис

Верхня межа корони Сонця до цих пір не встановлена, на сьогоднішній день ясно, що корона триває, по крайней мере, до меж Сонячної системи. Земля, так само, як і інші планети, знаходяться всередині корони. При спостереженнях з космосу корона простежується на десятки градусів від Сонця і зливається з явищем зодіакального світла.

Температура корони - близько мільйона кельвінів. Причому від хромосфери вона підвищується до двох мільйонів на відстані близько 70000 км від видимої поверхні Сонця, а потім починає спадати, досягаючи у Землі ста тисяч кельвінів [1].


2. Випромінювання сонячної корони

Інтегральний блиск корони становить від 0,8 10 -6 до 1,3 10 -6 частина блиску Сонця. Тому її не видно поза затемнень або без технологічних хитрувань. Для спостереження Сонячної корони поза затемнень використовують внезатменний коронограф.

Випромінювання корони в основному припадає на далекий ультрафіолетовий і рентгенівський діапазони [1], непропускаемие земною атмосферою, тому дуже велике значення має вивчення сонячної корони з допомогою космічних апаратів.


2.1. Випромінювання у видимому діапазоні

Видимий спектр сонячної корони складається з трьох різних складових, названих L, K і F компонентами (або, відповідно, L-корона, K-корона і F-корона; ще одна назва L-компоненти - E-корона [1]). K-компонента - безперервний спектр корони. На його фоні до висоти 9 ' 10' від видимого краю Сонця видно емісійна L-компонента. Починаючи з висоти близько 3 '( кутовий діаметр Сонця - близько 30 ') і вище видно Фраунгофера спектр, такий же як і спектр фотосфери. Він становить F-компоненту сонячної корони. На висоті 20 'F-компонента домінує в спектрі корони. Висота 9 ' 10' приймається за кордон, що відокремлює внутрішню корону від зовнішньої.

При тривалих спостереженнях з внезатменним коронограф L-корони було встановлено, що змінність ізофот відбувається приблизно за чотири тижні, що вказує на те, що корона в цілому обертається так само, як і всі Сонце.

K-складова корони з'являється при томсоновском розсіянні сонячного випромінювання на вільних електронах. У безперервному спектрі були виявлені надзвичайно сильно розмиті (до 100) лінії H і K Ca II, що вказує на надзвичайно велику теплову швидкість випромінюючих часток (до 7500 км / с). Електрони набувають такі швидкості при температурі близько 1,5 млн. К. На користь того, що K-спектр належить електронам, свідчить той факт, що випромінювання внутрішньої корони сильно поляризоване, що і передбачається теорією для томсоновского розсіювання.

Спостереження емісійних ліній L-корони також підтверджує припущення про високій температурі в ній. Цей спектр довго залишався загадкою для астрономів, оскільки наявні в ньому сильні лінії не відтворювалися в лабораторних дослідах з жодним з відомих речовин. Довгий час цей емісійний спектр приписувався речовині короною, а самі лінії і до цього дня називають корональними. Корональний спектр був повністю дешифрований шведським фізиком Едлен, який показав, що ці лінії належать багаторазово іонізованим атомам металів (Fe X, Fe XI, Fe XIII, Ca XV, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI та ін.) Причому, всі ці лінії є забороненими і для їх випромінювання необхідні екстремально низькі щільності речовини, недосяжні в земних лабораторіях. Для випромінювання більшості ліній необхідна температура близько 2500000 град. Особливої ​​уваги потребує лінія 5694,42 Ca XV вимагає температури 6300000 градусів. Лінія ця сильно мінлива і ймовірно проявляється тільки в місцях корони, пов'язаних з активними областями.

F-спектр корони формується завдяки розсіюванню сонячного випромінювання на частинках міжпланетної пилу. У безпосередній близькості до Сонця пил існувати не може, тому F-корона починає проявляти себе на деякому віддаленні від сонця.


2.2. Радіовипромінювання

Сонячна корона є джерелом сильного радіовипромінювання. Те, що Сонце випромінює радіохвилі стало відомо в 1942-1943 рр.., Але те, що джерелом є корона стало відомо п'ять років по тому під час сонячного затемнення. У радіодіапазоні сонячне затемнення почалося набагато раніше і закінчилося набагато пізніше, ніж у видимому. При цьому під час повної фази затемнення радіовипромінювання не зводилося до нуля. Сонячне радіовипромінювання складається з двох компонент: постійної і спорадичною. Постійний компонент формується вільно-вільними переходами електронів в електричному полі іонів. Спорадичний компонент пов'язаний з активними утвореннями на Сонце.

Дослідження корони на поштовій марці, 2006

2.3. Рентгенівське випромінювання

Випромінювання Сонця з довжиною хвилі менше 20 нанометрів, повністю виходить з корони [1]. Це означає, що, наприклад, на поширених знімках Сонця на довжинах хвиль 17,1 нм (171 ), 19,3 нм (193 ), 19,5 нм (195 ), видно виключно сонячна корона з її елементами, а хромосфера і фотосфера - не видно. Дві корональні діри, майже завжди наявні у північного і південного полюсів Сонця, а також інші, тимчасово з'являються на його видимої поверхні, практично зовсім не випускають рентгенівське випромінювання. Цього не можна сказати про яскраві точках на видимої поверхні Сонця, видимих ​​в рентгенівському діапазоні і володіють сильним магнітним полем, яких в день утворюється більше тисячі. Час існування кожної з них - кілька годин. Число їх зростає при спокійному Сонце і зменшується при активному [1].

Знімок Сонця на довжині хвилі 171 , 4 грудня 2006 року.

3. Елементи структури

Основні структури, що спостерігаються в короні - корональні діри, корональні конденсації, корональні арки, корональні петлі, промені, пір'я, опахала, шоломи, яскраві точки [1]. Корональні діри є джерелами особливо сильного сонячного вітру [2]. Корональні арки являють собою петлю або систему петель магнітного поля з плазмою підвищеної щільності. У сонячній короні нерідко відбуваються масштабні явища - корональні викиди маси.

Під час затемнень при спостереженнях в білому світлі корона видна як промениста структура, форма і структура якої залежить від фази сонячного циклу. В епоху максимуму сонячних плям вона має порівняно округлу форму [1]. Прямі і спрямовані вздовж радіуса Сонця промені корони спостерігаються як у сонячного екватора, так і в полярних областях. Коли ж плям мало, корональні промені утворюються лише в екваторіальних і середніх широтах. Форма корони стає витягнутої [1]. У полюсів з'являються характерні короткі промені, так звані полярні щіточки [1]. При цьому загальна яскравість корони зменшується.

Витягнута форма корони під час повного сонячного затемнення 1 серпня 2008 (близько до мінімуму між 23-м і 24-м циклами сонячної активності).

Зміни сонячної корони в сонячному циклі виявив в 1897 Пулковський астроном Олексій Павлович Ганський.


4. Проблема нагріву сонячної корони

Проблема нагріву сонячної корони залишається невирішеною. Існує багато припущень щодо незвично високої температури в короні в порівнянні з хромосферою і фотосферою. Відомо, що енергія приходить з нижчих шарів, що включають, зокрема, фотосферу і хромосферу [1]. Ось тільки деякі з елементів, можливо, що беруть участь в нагріванні корони: магнітозвуковие і альфвеновськой хвилі, магнітне перез'єднання, мікроспалахи ( англ. Nanoflares ) В короні [1].

Можливо, механізм нагріву корони той же, що і для хромосфери. Піднімаються з глибини Сонця конвективні осередки, які проявляються в фотосфері у вигляді грануляції, призводять до локального порушення рівноваги в газі, що призводить до поширення акустичних хвиль, що рухаються в різних напрямках. При цьому хаотичне зміна щільності, температури і швидкості речовини, в якому поширюються ці хвилі, призводить до того, що змінюється швидкість, частота і амплітуда акустичних хвиль, причому зміни можуть бути настільки високими, що рух газу стає надзвуковим. Виникають ударні хвилі, диссипация яких і призводить до нагрівання газу.

Влітку 2011 року була опублікована наукова робота в якій повідомлялося про виявлення альфвеновськой хвиль потрібної амплітуди для розігріву корони до спостережуваних температур. [3]


Примітки

  1. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 Сонячна корона / / - www.femto.com.ua/articles/part_2/3743.html Фізична енциклопедія / Гол. ред. А. М. Прохоров - М .: Велика Російська енциклопедія, 1994. - Т. 4. Пойнтінга - Робертсона - Стримери. - С. 579-580. - 704 с. - ISBN 5852700878.
  2. Сонячний вітер / / - www.femto.com.ua/articles/part_2/3749.html Фізична енциклопедія / Гол. ред. А. М. Прохоров - М .: Велика Російська енциклопедія, 1994. - Т. 4. Пойнтінга - Робертсона - Стримери. - С. 586-588. - 704 с. - ISBN 5852700878.
  3. "Уточнено механізм нагріву сонячної корони", Компьюлента, 29 липня 2011 - science.compulenta.ru/625302 /

Література

Сонце
Структура Ядро Зона променевого переносу Конвективна зона Picture of the Sun on June 7, 1992 (NASA)
Атмосфера Фотосфера Хромосфера Сонячна корона
Розширена
структура
Геліосфера ( Геліосферний струмовий шар Кордон ударної хвилі) Геліосферная мантія Геліопаузой Головний ударна хвиля
Відносяться до Сонця
феномени
Сонячне затемнення Сонячна активність ( Сонячні плями Сонячні спалахи Корональні викиди маси) Сонячна радіація ( Варіації сонячного випромінювання) Корональні діри Корональні петлі Смолоскипи Гранули Флоккули (англ.) Протуберанці і волокна Спікули Супергрануляція Сонячний вітер Хвиля Мортона
Пов'язані теми Сонячна система Сонячне динамо
Спектральний клас : G2

Цей текст може містити помилки.

Схожі роботи | скачати

Схожі роботи:
Корона
Ла-Корона
Геральдична корона
Південна Корона
Громадянська корона
Арагонська корона
Північна Корона
Корона Святого Іштвана
Велика імператорська корона
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru