Як називаються зовнішні шари сонячної атмосфери. Із чого складається сонце. Як вивчають Сонце

Атмосфера(Від грец. Atmos - пар і spharia - куля) - повітряна оболонка Землі, що обертається разом з нею. Розвиток атмосфери був із геологічними і геохімічними процесами, які протікають нашій планеті, і навіть із діяльністю живих організмів.

Нижня межа атмосфери збігається з поверхнею Землі, тому що повітря проникає в дрібні пори в грунті і розчинене навіть у воді.

Верхня межа на висоті 2000-3000 км поступово перетворюється на космічний простір.

Завдяки атмосфері, в якій міститься кисень, можливе життя на Землі. Атмосферний кисень використовують у процесі дихання людини, тваринами, рослинами.

Якби не було атмосфери, на Землі була б така сама тиша, як на Місяці. Адже звук – це коливання частинок повітря. Блакитний колір піднебіння пояснюється тим, що сонячні промені, проходячи крізь атмосферу, як через лінзу, розкладаються на складові кольору. При цьому розсіюються найбільше промені блакитного та синього кольорів.

Атмосфера затримує більшу частинуультрафіолетового випромінювання Сонця, що згубно діє на живі організми. Також вона утримує біля Землі тепло, не даючи нашій планеті охолоджуватися.

Будова атмосфери

В атмосфері можна виділити кілька шарів, що розрізняються по щільності (рис. 1).

Тропосфера

Тропосфера- Найнижчий шар атмосфери, товщина якого над полюсами становить 8-10 км, в помірних широтах - 10-12 км, а над екватором - 16-18 км.

Мал. 1. Будова атмосфери Землі

Повітря у тропосфері нагрівається від земної поверхні, тобто від суші та води. Тому температура повітря в цьому шарі з висотою знижується в середньому на 0,6 ° С на кожні 100 м. У верхній межі тропосфери вона сягає -55 °С. При цьому в районі екватора на верхньому кордоні тропосфери температура повітря становить -70 ° С, а в районі Північного полюса-65 °С.

У тропосфері зосереджено близько 80 % маси атмосфери, знаходиться майже вся водяна пара, виникають грози, бурі, хмари та опади, а також відбувається вертикальне (конвекція) та горизонтальне (вітер) переміщення повітря.

Можна сміливо сказати, що погода переважно формується у тропосфері.

Стратосфера

Стратосфера- Шар атмосфери, розташований над тропосферою на висоті від 8 до 50 км. Колір піднебіння у цьому шарі здається фіолетовим, що пояснюється розрідженістю повітря, через яку сонячні промені майже не розсіюються.

У стратосфері зосереджено 20% маси атмосфери. Повітря в цьому шарі розріджене, практично немає водяної пари, а тому майже не утворюються хмари та опади. Однак у стратосфері спостерігаються стійкі повітряні течії, швидкість яких сягає 300 км/год.

У цьому шарі зосереджений озон(Озоновий екран, озоносфера), шар, який поглинає ультрафіолетові промені, не пропускаючи їх до Землі і тим самим захищаючи живі організми на нашій планеті. Завдяки озону, температура повітря на верхньому кордоні стратосфери знаходиться в межах від -50 до 4-55 °С.

Між мезосферою та стратосферою розташована перехідна зона – стратопауза.

Мезосфера

Мезосфера- Шар атмосфери, розташований на висоті 50-80 км. Щільність повітря тут у 200 разів менша, ніж у поверхні Землі. Колір піднебіння у мезосфері здається чорним, протягом дня видно зірки. Температура повітря знижується до -75(-90)°С.

На висоті 80 км. починається термосфери.Температура повітря у цьому шарі різко підвищується до висоти 250 м, а потім стає постійною: на висоті 150 км вона досягає 220-240 ° С; на висоті 500-600 км. перевищує 1500 °С.

У мезосфері та термосфері під дією космічних променів молекули газів розпадаються на заряджені (іонізовані) частинки атомів, тому ця частина атмосфери отримала назву іоносфера- Шар дуже розрідженого повітря, розташований на висоті від 50 до 1000 км, що складається в основному з іонізованих атомів кисню, молекул окису азоту і вільних електронів. Для цього шару характерна висока наелектризованість, і від нього, як від дзеркала, відбиваються довгі та середні радіохвилі.

В іоносфері виникають полярні сяйва - світіння розріджених газів під впливом електрично заряджених частинок, що летять від Сонця, і спостерігаються різкі коливання магнітного поля.

Екзосфера

Екзосфера- Зовнішній шар атмосфери, розташований вище 1000 км. Цей шар ще називають сферою розсіювання, тому що частинки газів рухаються тут з великою швидкістю і можуть розсіюватись у космічний простір.

Склад атмосфери

Атмосфера - це суміш газів, що складається з азоту (78,08%), кисню (20,95%), вуглекислого газу (0,03%), аргону (0,93%), невеликої кількості гелію, неону, ксенону, криптону (0,01%), озону та інших газів, але їх вміст мізерний (табл. 1). Сучасний склад повітря Землі встановився понад сотню мільйонів років тому, проте різко зросла виробнича діяльність людини все ж таки призвела до її зміни. В даний час відзначається збільшення вмісту 2 приблизно на 10-12%.

Гази, що входять до складу атмосфери, виконують різні функціональні ролі. Однак основне значення цих газів визначається насамперед тим, що вони дуже поглинають променисту енергію і тим самим істотно впливають на температурний режим поверхні Землі та атмосфери.

Таблиця 1. Хімічний складсухого атмосферного повітрябіля земної поверхні

Азот,найпоширеніший газ у атмосфері, хімічно мало активний.

Кисень, на відміну азоту, хімічно дуже активний елемент. Специфічна функція кисню – окислення органічної речовинигетеротрофних організмів, гірських порід та недоокислених газів, що викидаються в атмосферу вулканами. Без кисню не було б розкладання мертвої органічної речовини.

Роль вуглекислого газу атмосфері винятково велика. Він надходить в атмосферу в результаті процесів горіння, дихання живих організмів, гниття і є, перш за все, основним. будівельний матеріалдля створення органічної речовини під час фотосинтезу. Крім цього, величезне значення має властивість вуглекислого газу пропускати короткохвильову сонячну радіацію та поглинати частину теплового довгохвильового випромінювання, що створить так званий парниковий ефект, про який йтиметься нижче.

Вплив на атмосферні процеси, особливо на тепловий режим стратосфери, чинить і озон.Цей газ є природним поглиначем ультрафіолетового випромінювання Сонця, а поглинання сонячної радіації веде до нагрівання повітря. Середні місячні значення загального вмісту озону в атмосфері змінюються в залежності від широти місцевості та пори року в межах 0,23-0,52 см (така товщина шару озону при наземному тиску та температурі). Спостерігається збільшення вмісту озону від екватора до полюсів та річний хід з мінімумом восени та максимумом навесні.

Характерною властивістю атмосфери можна назвати те, що вміст основних газів (азоту, кисню, аргону) з висотою змінюється незначно: на висоті 65 км в атмосфері вміст азоту - 86%, кисню - 19, аргону - 0,91, на висоті 95 км - азоту 77, кисню - 21,3, аргону - 0,82%. Постійність складу атмосферного повітря по вертикалі та горизонталі підтримується його перемішуванням.

Крім газів, у повітрі містяться водяна параі Тверді частки.Останні можуть мати як природне, і штучне (антропогенне) походження. Це квітковий пилок, крихітні кристали солі, дорожній пил, аерозольні домішки. Коли у вікно проникають сонячні промені, їх можна побачити неозброєним оком.

Особливо багато твердих частинок повітря міст і великих промислових центрів, де до аерозолям додаються викиди шкідливих газів, їх домішок, що утворюються при спалюванні палива.

Концентрація аерозолів в атмосфері визначає прозорість повітря, що позначається на сонячній радіації, що досягає Землі. Найбільші аерозолі - ядра конденсації (від лат. condensatio- Ущільнення, згущення) - сприяють перетворенню водяної пари на водяні краплі.

Значення водяної пари визначається насамперед тим, що він затримує довгохвильове теплове випромінювання земної поверхні; представляє основну ланку великих і малих кругообігів вологи; підвищує температуру повітря під час конденсації водяних нарів.

Кількість водяної пари в атмосфері змінюється у часі та просторі. Так, концентрація водяної пари біля земної поверхні коливається від 3 % у тропіках до 2-10 (15) % в Антарктиді.

Середній вміст водяної пари у вертикальному стовпі атмосфери в помірних широтах становить близько 1,6-1,7 см (таку товщину матиме шар сконденсованої водяної пари). Відомості щодо водяної пари у різних шарах атмосфери суперечливі. Передбачалося, наприклад, що в діапазоні висот від 20 до 30 км. питома вологість сильно збільшується з висотою. Однак наступні виміри вказують на велику сухість стратосфери. Очевидно, питома вологість у стратосфері залежить від висоти і становить 2-4 мг/кг.

Мінливість вмісту водяної пари в тропосфері визначається взаємодією процесів випаровування, конденсації та горизонтального перенесення. В результаті конденсації водяної пари утворюються хмари та випадають атмосферні опади у вигляді дощу, граду та снігу.

Процеси фазових переходів води протікають переважно в тропосфері, саме тому хмари в стратосфері (на висотах 20-30 км) і мезосфері (поблизу мезопаузи), що отримали назву перламутрових і сріблястих, спостерігаються порівняно рідко, тоді як тропосферні хмари нерідко закривають. поверхні.

Кількість водяної пари, яка може бути в повітрі, залежить від температури повітря.

В 1 м 3 повітря при температурі -20 ° С може бути не більше 1 г води; при 0 ° С - не більше 5 г; при +10 ° С - не більше 9 г; при +30 ° С - не більше 30 г води.

Висновок:Чим вище температура повітря, тим більше водяної пари може в ній утримуватися.

Повітря може бути насиченимі не насиченимводяною парою. Так, якщо при температурі +30 °С в 1 м 3 повітря міститься 15 г водяної пари, повітря не насичене водяною парою; якщо ж 30 г - насичений.

Абсолютна вологість- Це кількість водяної пари, що міститься в 1 м 3 повітря. Воно виявляється у грамах. Наприклад, якщо кажуть «абсолютна вологість дорівнює 15», це означає, що у 1 м Л міститься 15 р водяної пари.

Відносна вологість повітря— це відношення (у відсотках) фактичного вмісту водяної пари в 1 м 3 повітря до кількості водяної пари, яка може утримуватися в 1 м Л при даній температурі. Наприклад, якщо радіо під час передачі зведення погоди повідомили, що відносна вологість дорівнює 70 %, це означає, що повітря містить 70 % тієї водяної пари, яку він може вмістити при даній температурі.

Чим більша відносна вологість повітря, т. с. що ближче повітря до стану насичення, то ймовірніше випадання опадів.

Завжди висока (до 90%) відносна вологість повітря спостерігається в екваторіальній зоні, тому що там протягом усього року тримається висока температура повітря і відбувається випаровування з поверхні океанів. Така ж висока відносна вологість і в полярних районах, але вже тому, що при низьких температурахнавіть невелика кількістьводяна пара робить повітря насиченим або близьким до насичення. У помірних широтах відносна вологість змінюється за сезонами - взимку вона вище, влітку - нижче.

Особливо низька відносна вологість повітря в пустелях: 1 м 1 повітря там містить у два-три рази менше за можливу при даній температурі кількість водяної пари.

Для вимірювання відносної вологості користуються гігрометром (від грец. Hygros - вологий і metroco - вимірюваю).

При охолодженні насичене повітря не може утримати в собі колишньої кількості водяної пари, воно згущується (конденсується), перетворюючись на крапельки туману. Туман можна спостерігати влітку у прохолодну ніч.

Хмари- це той самий туман, тільки утворюється він не біля земної поверхні, а на деякій висоті. Піднімаючись вгору, повітря охолоджується, і водяна пара, що знаходиться в ньому, конденсується. Дрібні крапельки води, що утворилися, і складають хмари.

В освіті хмар беруть участь і тверді частки, що перебувають у тропосфері у зваженому стані.

Хмари можуть мати різну форму, яка залежить від умов утворення (табл. 14).

Найнижчі та найважчі хмари — шаруваті. Вони знаходяться на висоті 2 км від земної поверхні. На висоті від 2 до 8 км можна спостерігати більш мальовничі купові хмари. Найвищі та найлегші — перисті хмари. Вони знаходяться на висоті від 8 до 18 км над земною поверхнею.

Охорона атмосфери

Головним джерелом є промислові підприємства та автомобілі. У великих містах проблема загазованості головних транспортних магістралей дуже гостро стоїть. Саме тому у багатьох великих містахсвіту, у тому числі й у нашій країні, запроваджено екологічний контроль токсичності вихлопних газів автомобілів. За даними фахівців, задимленість і запиленість повітря може наполовину скоротити надходження. сонячної енергіїдо земної поверхні, що призведе до зміни природних умов.

Як і у будь-якої планети чи зірки, у Сонця є своя атмосфера. Під нею мають на увазі такі зовнішні шари, звідки хоча б частина випромінювання може безперешкодно, не поглинаючись шарами вище, піти в навколишній простір. Наша зірка повністю складається із газу. Її атмосфера починається на 200-300 км глибше видимого краю сонячного диска. Ці найглибші шари називають фотосферою. Оскільки їх товщина становить не більше однієї тисячної частки сонячного радіусу (від 100 до 400 км), фотосферу іноді називають поверхнею Сонця. Щільність газів у фотосфері в сотні разів менша, ніж у поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується від 8000 К на глибині 300 км до 4000 К у верхніх шарах. Середня ефективна температура, яка сприймається Землею, може бути підрахована з рівняння Стефана-Больцмана і становить 5778 К. За таких умов майже всі молекули газу розпадаються на окремі атоми. Лише у верхніх шарах зберігається відносно трохи найпростіших молекул типу H 2, ВІН, СН.
Якщо розглядати Сонце в телескоп із великим збільшенням, то можна спостерігати тонкі шари фотосфери: вся вона здається усипаною дрібними яскравими зернятками - гранулами, розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатом перемішування тепліших потоків газу і холодніших, що опускаються. Конвекція у зовнішніх верствах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. Зрештою саме конвекція, внаслідок складної взаємодії із сонячними магнітними полями є причиною всіх різноманітних проявів сонячної активності.
Фотосфераутворює видиму поверхню Сонця, від якої визначаються розміри зірки, відстані поверхні Сонця до інших небесних тіл тощо.

Фотосфера-видимий диск Сонця. На рис. помітна невелика темна область,

яка називається сонячною плямою. Температура у таких областях набагато

нижче, в порівнянні з навколишньою атмосферою і досягає всього 1500 К.

Фотосфера поступово перетворюється на більш розряджені зовнішні сонячні шари атмосфери. хромосферу та корону. Хромосфераназвана так за своє червонувато-фіолетове забарвлення. Неозброєним оком її можна розглянути лише протягом декількох секунд під час повного сонячного затемнення(Коли Місяць повністю закриває (затьмарює) Сонце від спостерігача на Землі, тобто центри Землі, Місяця та Сонця знаходяться на одній лінії). Хромосфера дуже неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків (спікул). Температура цих хромосферних струменів у два-три рази вища, ніж у фотосфері та збільшується з висотою від 4000 до 15 000 К., а щільність у сотні тисяч разів менша. Загальна протяжністьхромосфери 10-15 тис. км. Зростання температури пояснюються поширенням хвиль і магнітних полів, що проникають до неї з конвективної зони.

Хромосфера Сонця, що спостерігається під час повного

сонячного затемнення

Хромосферуприйнято розділяти на дві зони:

— нижня хромосфера— тягнеться приблизно до 1500 км, складається з нейтрального водню, у її спектрі міститься велика кількість слабких спектральних ліній;

— верхня хромосфера- Сформована з окремих спікул, що викидаються з нижньої хромосфери на висоту до 10 000 км і розділених більш розрідженим газом.

Часто під час затемнень (а за допомогою спеціальних спектральних приладів – і не чекаючи на затемнення) над поверхнею Сонця можна спостерігати химерної форми"фонтани", "хмари", "воронки", "кущі", "арки" та інші яскраво світяться утворення з хромосферної речовини. Іноді з хромосфери здіймаються струмені, хмари та арки розпеченого газу, звані протуберанцями. Під час повного сонячного затемнення вони помітні неозброєним оком. Одні протуберанці плавають спокійно, інші зі швидкостями кілька сотень кілометрів на секунду піднімаються до висоти, що досягає сонячного радіусу. Протуберанцімають приблизно ту ж густину і температуру, що і хромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені вищими, сильно розрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають у хромосферу тому, що їхня речовина підтримується магнітними полями активних областей Сонця. Спектр протуберанців, як і хромосфери, складається з яскравих ліній, головним чином водню, гелію та кальцію. Лінії випромінювання інших хімічних елементівтеж присутні, але вони набагато слабші. Деякі протуберанці, пробувши довгий час без помітних змін, раптово ніби вибухають, і речовина їх зі швидкістю сотні кілометрів на секунду викидається в міжпланетний простір.

Протуберанець - гігантський фонтан розпеченого газу, який

піднімається на висоту в десятки та сотні тисяч кілометрів і

утримується над поверхнею Сонця магнітним полем.

Сонячний протуберанець у порівнянні з нашою планетою

Іноді щось схоже на вибухи відбувається у дуже невеликих за розмірами областях атмосфери Сонця. Це так звані хромосферні спалахи. Вони тривають зазвичай кілька десятків хвилин. Під час спалахів у спектральних лініях водню, гелію, іонізованого кальцію та деяких інших елементів свічення окремої ділянки хромосфери раптово збільшується у десятки разів. Особливо сильно зростає ультрафіолетове та рентгенівське випромінювання: часом його потужність у кілька разів перевищує загальну потужність випромінювання Сонця у цій короткохвильовій ділянці спектру до спалаху. Спалах- найпотужніші вибухоподібні процеси, що спостерігаються на Сонці. Вони можуть тривати всього кілька хвилин, але за цей час виділяється енергія, яка іноді може досягати 10 25 Дж. Приблизно така сама кількість тіла приходить від Сонця на всю поверхню Землі за цілий рік.
Плями, смолоскипи, протуберанці, хромосферні спалахи - це прояви сонячної активності. З підвищенням активності кількість цих утворень на Сонці стає більшою.

До зовнішнього шару атмосфери Сонця відноситься сонячна Корони.Вона простягається на багато мільйонів кілометрів, а її межа триває до кінця всієї Сонячної системи. Звичайно всі планети, у тому числі і наша Земля, знаходяться під величезним сонячним куполом. Сонячна корона починається відразу після хромосфери і складається із досить розрідженого газу.Температура корони – близько мільйона кельвінів. Причому від хромосфери вона підвищується до двох мільйонівна відстані порядку 70000 кмвід видимої поверхні Сонця, а потім починає зменшуватися, досягаючи у Землі ста тисяч градусів.

Через величезну температуру частинки рухаються так швидко, що при зіткненнях від атомів відлітають електрони, які починають рухатися як вільні частки. Внаслідок цього легкі елементи повністю втрачають всі свої електрони, так що в короні практично немає атомів водню або гелію, а є тільки протони та альфа-частинки. Тяжкі елементи втрачають до 10-15 зовнішніх електронів. Тому в сонячній короні спостерігаються незвичайні спектральні лінії, які тривалий час не вдавалося ототожнити з відомими хімічними елементами.

Найближча до нас зірка – це, звичайно, Сонце. Відстань від Землі до нього за космічними параметрами зовсім невелика: від Сонця до Землі сонячне світло йде лише 8 хвилин.

Сонце – це простий жовтий карлик, як вважали раніше. Це центральне тіло сонячної системи, біля якої крутяться планети, з великою кількістю важких елементів. Це зірка, що утворилася після кількох вибухів наднових, біля якої сформувалася планетна система. За рахунок розташування, близького до ідеальних умов, на третій планеті Земля виникло життя. Вік Сонця налічує вже п'ять мільярдів років. Але давайте розберемося, чому воно світить? Яка будова Сонця і які його характеристики? Що чекає на нього в майбутньому? Наскільки значний вплив він робить на Землю та її мешканців? Сонце - це зірка, навколо якої обертаються всі 9 планет сонячної системи, у тому числі наша. 1 а. ( астрономічна одиниця) = 150 млн. км – так само є і середня відстань від Землі до Сонця. У Сонячну систему входять дев'ять великих планет, близько сотні супутників, безліч комет, десятки тисяч астероїдів (малих планет), метеорні тіла та міжпланетні газ та запал. У центрі всього цього знаходиться наше Сонце.

Сонце світить вже мільйони років, що підтверджують сучасні біологічні дослідження, одержані із залишків синьо-зелено-синіх водоростей. Зміни температура поверхні Сонця хоча б на 10%, і на Землі, загинуло б все живе. Тому добре, що наша зірка поступово випромінює енергію, необхідну для процвітання людства та інших істот на Землі. У релігіях і міфах народів світу Сонце постійно займало чільне місце. Майже всі народи давнини, Сонце було найголовнішим божеством: Геліос – у древніх греків, Ра – бог Сонця древніх єгиптян і Ярило в слов'ян. Сонце приносило тепло, урожай, усі шанували його, бо без нього не було б життя на Землі. Розміри Сонця вражають. Наприклад, маса Сонця в 330 000 разів більша за масу Землі, а його радіус у 109 разів більша. Зате щільність нашого зоряного світила невелика – в 1,4 рази більша, ніж щільність води. Рух плям на поверхні помітив ще сам Галілео Галілей, таким чином довівши, що Сонце не стоїть на місці, а обертається.

Конвективна зона Сонця

Радіоактивна зона близько 2/3 внутрішнього діаметра Сонця, а радіус становить близько 140 тис. км. Віддаляючись від центру, фотони втрачають свою енергію під впливом зіткнення. Таке явище називають феномен конвекції. Це нагадує процес, що відбувається в киплячому чайнику: енергії, що надходить від нагрівального елемента, набагато більше за ту кількість, яка відводиться тепло провідністю. Гаряча вода, що знаходиться поблизу від вогню, піднімається, а холодніша опускається вниз. Цей процес називають конвенцією. Сенс конвекції в тому, що щільніший газ розподіляється по поверхні, охолоджується і знову йде до центру. Процес перемішування у конвективній зоні Сонця здійснюється безперервно. Дивлячись у телескоп поверхню Сонця, можна побачити її зернисту структуру — грануляції. Відчуття таке, що воно складається із гранул! Це з конвекцією, що відбувається під фотосферою.

Фотосфера Сонця

Тонкий шар (400 км) — фотосфера Сонця, знаходиться прямо за конвективною зоною і є видимою із Землі «справжньою сонячною поверхнею». Вперше гранули на фотосфері сфотографував француз Янссен 1885р. Середньостатистична гранула має розмір 1000 км, пересувається зі швидкістю 1км/сек та існує приблизно 15 хв. Темні освіти на фотосфері можна спостерігати в екваторіальній частині, а потім зрушуються. Найсильніші магнітні поля є відмінною рисою таких плям. А темний колір виходить внаслідок нижчої температури щодо навколишньої фотосфери.

Хромосфера Сонця

Хромосфера Сонця (кольорова сфера) – щільний шар (10 000 км) сонячної атмосфери, що знаходиться за фотосферою. Хромосферу спостерігати досить проблематично, за рахунок її близького розташування до фотосфери. Найкраще її видно, коли Місяць закриває фотосферу, тобто. під час сонячних затемнень.

Сонячні протуберанці - це величезні викиди водню, що нагадують довгі волокна, що світяться. Протуберанці піднімаються на величезну відстань, що досягають діаметра Сонця (1.4 млм км), рухаються зі швидкістю близько 300 км/сек, а температура при цьому досягає 10 000 градусів.

Сонячна корона – зовнішні та протяжні шари атмосфери Сонця, що беруть початок над хромосферою. Довжина сонячної корони є дуже тривалою і досягає значень кількох діаметрів Сонця. На запитання, де саме вона закінчується, вчені поки не отримали однозначної відповіді.

Склад сонячної корони – це виряджена, високо іонізована плазма. У ній містяться важкі іони, електрони з ядром із гелію та протони. Температура корони досягає від 1 до 2ух млн градусів К щодо поверхні Сонця.

Сонячний вітер – це безперервне закінчення речовини (плазми) із зовнішньої оболонки сонячної атмосфери. До його складу входять протони, атомні ядра та електрони. Швидкість сонячного вітру може змінюватися від 300 км/сек до 1500 км/сек відповідно до процесів, що відбуваються на Сонці. Сонячний вітер, що поширюється по всій сонячній системі і, взаємодіючи з магнітним полем Землі, викликає різні явища, одним з яких є північне сяйво.

Характеристики Сонця

Маса Сонця: 2∙1030 кг (332 946 мас Землі)
Діаметр: 1 392 000 км
Радіус: 696 000 км.
Середня щільність: 1400 кг/м3
Нахил осі: 7,25° (щодо площини екліптики)
Температура поверхні: 5 780 К
Температура у центрі Сонця: 15 млн градусів
Спектральний клас: G2 V
Середня відстань від Землі: 150 млн км
Вік: 5 млрд. років
Період обертання: 25,380 діб
Світність: 3,86∙1026 Вт
Видима зіркова величина: 26,75m

Атмосфера

Земна атмосфера – це повітря, яким ми дихаємо, звична нам газова оболонка Землі. Такі оболонки є і в інших планет. Зірки повністю складаються з газу, але їх зовнішні шари також називають атмосферою. При цьому зовнішніми вважаються ті шари, звідки хоча б частина випромінювання може безперешкодно, не поглинаючись шарами вищележачими, піти в навколишній простір.

Фотосфера

Фотосфера Сонця починається на 200-300 км глибше видимого краю сонячного диска. Ці найглибші верстви атмосфери називають фотосферою. Оскільки їхня товщина становить не більше однієї тритисячної частки сонячного радіусу, фотосферу іноді умовно називають поверхнею Сонця.

Щільність газів у фотосфері приблизно така сама, як у земній стратосфері, і в сотні разів менше, ніж у поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується від 8000 К на глибині 300 км до 4000 К у верхніх шарах. Температура того середнього шару, випромінювання якого ми сприймаємо, близько 6000 До.

За таких умов майже всі молекули газу розпадаються окремі атоми. Лише у верхніх шарах фотосфери зберігається щодо трохи найпростіших молекул і радикалів типу Н 2 , ВІН, СН.

Особливу роль у сонячній атмосфері грає негативний іон водню, що не зустрічається в I земній природі, який являє собою протон з двома електронами. Ця незвичайна сполука виникає у тонкому зовнішньому, найбільш “холодному” шарі фотосфери при “налипанні” на нейтральні атоми водню негативно заряджених вільних електронів, які легко доставляються іонізованими атомами кальцію, натрію, магнію, заліза та інших металів. У разі негативні іони водню випромінюють більшу частину видимого світла. Це світло іони жадібно поглинають, через що непрозорість атмосфери з глибиною швидко зростає. Тому видимий край Сонця і здається дуже різким.

Майже всі наші знання про Сонце засновані на вивченні його спектра - Вузької різнокольорової смужки, що має ту саму природу, що й веселка. Вперше, поставивши призму на шляху сонячного променя, таку смужку отримав Ньютон і вигукнув:

"Спектрум!" (Лат. spectrum - "бачення"). Пізніше у спектрі Сонця помітили темні лінії і визнали їх межами кольорів. 1815 р. німецький фізик Йозеф Фраунгофер дав перше докладний опистаких ліній у сонячному спектрі, і їх почали називати його ім'ям. Виявилося, що фраунгоферові лінії відповідають таким ділянкам спектра, які сильно поглинаються атомами різних речовин (див. статтю “Аналіз Видимого світла”). У телескоп із великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери: вся вона здається усипаною дрібними яскравими зернятками - гранулами, розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатом перемішування спливаючих тепліших потоків газу і холодніших, що опускаються. Різниця температур між ними у зовнішніх шарах порівняно невелика (200-300 К), але глибше, в конвективній зоні, вона більша, і перемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція у зовнішніх верствах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери.

У кінцевому рахунку саме конвекція внаслідок складної взаємодії із сонячними магнітними полями є причиною всіх різноманітних проявів сонячної активності. Магнітні поля беруть участь у всіх процесах на Сонці. Іноді у невеликій області сонячної атмосфери виникають концентровані магнітні поля, у кілька разів сильніші, ніж Землі. Іонізована плазма - хороший провідник, вона може перемішуватися поперек ліній магнітної індукції сильного магнітного поля. Тому в таких місцях перемішування та підйом гарячих газів знизу гальмується, і виникає темна область – сонячна пляма. На тлі сліпучої фотосфери воно здається зовсім чорним, хоча насправді яскравість його слабша лише раз на десять.

З часом величина та форма плям сильно змінюються. Виникнувши у вигляді ледь помітної точки - пори, пляма поступово збільшує свої розміри до кількох десятків тисяч кілометрів. Великі плями, як правило, складаються з темної частини (ядра) і менш темної - півтіні, структура якої надає плямі вигляду вихору. Плями бувають оточені яскравішими ділянками фотосфери, званими факелами або факельними полями.

Фотосфера поступово перетворюється на більш розріджені зовнішні верстви сонячної атмосфери - хромосферу і корону.

Хромосфера

Хромосфера (грец. "сфера кольору") названа так за своє червонувато-фіолетове забарвлення. Вона видно під час повних сонячних затемнень як клаптувате яскраве кільце навколо чорного диска Місяця, що тільки-но затьмарило Сонце. Хромосфера дуже неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків (спікул), що надають їй вигляд трави, що горить. Температура цих хромосферних струменів у два-три рази вища, ніж у фотосфері, а щільність у сотні тисяч разів менша. Загальна протяжність хромосфери 10-15 тис. км.

Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль і магнітних полів, що проникають до неї з конвективної зони. Речовина нагрівається приблизно так само, як коли б це відбувалося в гігантській мікрохвильової печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішають зіткнення між ними, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовина стає гарячою іонізованою плазмою. Ці ж фізичні процеси підтримують і надзвичайно високу температурунайбільш зовнішніх шарів сонячної атмосфери, які розташовані вище за хромосферу.

Часто під час затемнень (а за допомогою спеціальних спектральних приладів - і не чекаючи затемнень) над поверхнею Сонця можна спостерігати химерної форми "фонтани", "хмари", "воронки", "кущі", "арки" та інші яскраво світяться утворення з хромосферного речовини. Вони бувають нерухомими або повільно змінюються, оточеними плавними вигнутими струменями, які стікають у хромосферу або витікають з неї, піднімаючись на десятки та сотні тисяч кілометрів. Це найграндіозніші утворення сонячної атмосфери - протуберанці. При спостереженні червоної спектральної лінії, випромінюваної атомами водню, вони здаються на тлі сонячного диска темними, довгими і вигнутими волокнами.

Протуберанці мають приблизно ту ж густину і температуру, що і Хромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені вищими, сильно розрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають у хромосферу тому, що їхня речовина підтримується магнітними полями активних областей Сонця.

Вперше спектр протуберанця поза затемненням спостерігали французький астроном П'єр Жансен та його англійський колега Джозеф Лок'єр у 1868 р. Щілина спектроскопа розташовують так, щоб вона перетинала край Сонця, і якщо поблизу нього знаходиться протуберанець, то можна помітити спектр його випромінювання. Направляючи щілину різні ділянки протуберанця чи хромосфери, можна вивчити їх частинами. Спектр протуберанців, як і хромосфери, складається з яскравих ліній, головним чином водню, гелію та кальцію. Лінії випромінювання інших хімічних елементів теж присутні, але вони набагато слабші.

Деякі протуберанці, пробувши довгий час без помітних змін, раптово ніби вибухають, і речовина їх зі швидкістю сотні кілометрів на секунду викидається в міжпланетний простір. Вид хромосфери також часто змінюється, що свідчить про безперервне рух складових її газів.

Іноді щось схоже на вибухи відбувається у дуже невеликих за розмірами областях атмосфери Сонця. Це звані хромосферні спалахи. Вони тривають зазвичай кілька десятків хвилин. Під час спалахів у спектральних лініях водню, гелію, іонізованого кальцію та деяких інших елементів свічення окремої ділянки хромосфери раптово збільшується у десятки разів. Особливо сильно зростає ультрафіолетове та рентгенівське випромінювання: часом його потужність у кілька разів перевищує загальну потужність випромінювання Сонця у цій короткохвильовій ділянці спектру до спалаху.

Плями, смолоскипи, протуберанці, хромосферні спалахи - це прояви сонячної активності. З підвищенням активності кількість цих утворень на Сонці стає більшою.

Корона

На відміну від фотосфери і хромосфери найзовніша частина атмосфери Сонця - корона - має величезну протяжність: вона простягається на мільйони кілометрів, що відповідає декільком сонячним радіусам, А її слабке продовження йде ще далі.

Щільність речовини в сонячній короні зменшується з висотою значно повільніше, ніж щільність повітря в земній атмосфері. Зменшення щільності повітря під час підйому вгору визначається тяжінням Землі. На поверхні Сонця сила тяжіння значно більша, і, здавалося б, його атмосфера не повинна бути високою. Насправді вона надзвичайно велика. Отже, є якісь сили, які діють проти тяжіння Сонця. Ці сили пов'язані з величезними швидкостями руху атомів та електронів у короні, розігрітій до температури 1 – 2 млн градусів!

Корону найкраще спостерігати під час повної фази сонячного затемнення. Щоправда, за кілька хвилин, що вона триває, дуже важко замалювати не лише окремі деталі, але навіть загальний виглядкорони. Око спостерігача тільки-но починає звикати до сутінків, що раптово настало, а яскравий промінь Сонця, що з'явився з-за краю Місяця, вже сповіщає про кінець затемнення. Тому часто замальовки корони, виконані досвідченими спостерігачами під час одного й того затемнення, сильно розрізнялися. Не вдалося навіть точно визначити її колір.

Винахід фотографії дало астрономам об'єктивний та документальний метод дослідження. Однак отримати хороший знімок корони також нелегко. Справа в тому, що найближча до Сонця її частина, так звана внутрішня корона, порівняно яскрава, тоді як зовнішня корона, що далеко простягається, видається дуже блідим сяйвом. Тому якщо на фотографіях добре видно зовнішню корону, то внутрішня перетримана, а на знімках, де проглядаються деталі внутрішньої корони, зовнішня зовсім непомітна. Щоб подолати цю труднощі, під час затемнення зазвичай намагаються отримати одразу кілька знімків корони – з великими та маленькими витримками. Або корону фотографують, поміщаючи перед фотопластиною спеціальний "радіальний" фільтр, що послаблює кільцеві зони яскравих внутрішніх частин корони. На таких знімках її структуру можна простежити до відстаней у багато сонячних радіусів.

Рекомендуємо почитати

Калькулятори

Які камені підходять дівам

Обігрів приміщень

Чи можна носити чужий натільний хрестик

Будівельні роботи

Займенники у французькій мові

Електрика

Михайло Федорович – основоположник династії романових

Дитячі та спортивні пристрої

Олександр Миколайович Лодигін

Мiсце для вiдпочинку в саду, тенти, намети

Чуваські народні ігри картотека на тему