Главная В избранное Контакты News О проекте Планы сайта Карта
счетчик сайта
Размер шрифта:

Кратко:

Магнитное поле солнечного пятна

Солнечные пятна – это охлажденные на 2 тысячи градусов участки солнечной фотосферы. Охлаждение возникает из-за блокировки механического выноса энергии восходящими потоками плазмы. Блокировка же является следствием всплывающего магнитного потока. То есть пятна своим существованием обязаны магнитному полю, и потому естественно, что в пятне присутствует структурированное сильное магнитное поле. Магнитные поля изучали с Земли с помощью различных методов, не дающих, впрочем, высокого трехмерного разрешения. Поэтому тонкая структура магнитного поля над пятном точно не известна до сих пор.

С появлением новых телескопов, в основном космических, появляются новые возможности для точного исследования солнечных образований, в том числе и пятен.

Новая солнечная космическая обсерватория Hinode способна помочь разрешить загадки солнечных пятен, так как обладает очень острым зрением. Угловое разрешение её оптического солнечного телескопа составляет 0.2 секунды дуги. Теперь мы можем буквально видеть магнитные поля пятен. Не сами поля, конечно, а плазму, текущую вдоль силовых линий магнитного поля пятна.

Магнитное поле солнечного пятна

На фотографии, в центре снимка, мы видим пятно, но не сверху, а сбоку. Благодаря такому виду, мы ясно видим, что из центра пятна линии магнитного поля уходят вверх, и изгибаются наружу ближе к краю пятна. Если следить за процессом во времени, то видно, как происходят выбросы плазмы вверх, как формируются и перемещаются петли магнитного поля, как происходит солнечная вспышка. Солнце, как будто бы, стало ближе.

 

    

    

 

Солнце

© Владимир Каланов


Что происходит на поверхности Солнца ?

Посмотрев на фотографию Солнца, снятую при помощи телескопа, можно увидеть, что края солнечного диска менее ярки, чем его центральная часть. Это происходит потому, что от середины солнечного диска к нам проникают лучи из более глубоких, а потому и более горячих слоев солнечных газов, чем от краев. Слои Солнца, дающие яркий свет, составляют ту его видимую поверхность, которая называется фотосферой. В сильные телескопы фотосфера представляется не ровно сияющей, а имеет повсюду как бы зернистое строение. Вот как обрисовал фотосферу выдающийся русский астроном А.П. Ганский. Чередующиеся белые и темноватые зернышки или клубочки - так называемые гранулы - чрезвычайно изменчивы и всё время находятся в движении. Из-за большой удаленности Солнца они даже в сильные телескопы едва заметны. В действительности же каждая гранула на Солнце имеет в длину от 700 до 1400 км. Это, вероятно, массы раскаленных газов, выталкиваемых из ещё более горячих глубин. Такой вид Солнце имеет почти всегда.

Солнечная корона

Солнечная корона

Солнечная корона – самые внешние, очень разряженные слои атмосферы Солнца. Во время полной фазы солнечного затемнения вокруг диска Луны, который закрывает от наблюдателя яркую фотосферу, внезапно как бы вспыхивает жемчужное сияние. Это на несколько десятков секунд становится видимой солнечная корона. Важной особенностью короны является её лучистая структура.

Внутри короны существуют различные образования, в том числе корональные лучи, шлемы и петли. Лучи бывают разной длины, вплоть до десятка и более солнечных радиусов. Общая форма короны меняется с фазами цикла солнечной активности: в годы максимума корона почти сферична, в годы минимума она сильно вытянута вдоль экватора. Корона представляет собой сильно разряжённую высоко ионизированную плазму с температурой 1-2 миллиона градусов. Причина столь большого нагрева солнечной короны связана с волновыми движениями, возникающими в конвективной зоне Солнца. Цвет короны почти совпадает со светом излучения всего Солнца. Это связано с тем, что свободные электроны, находящиеся в короне, и возникающие в результате сильной ионизации газов, рассеивают излучение, приходящее от фотосферы. Из-за огромной температуры частицы движутся так быстро, что при столкновениях от атомов отлетают электроны, которые начинают двигаться как свободные частицы. В результате этого лёгкие элементы полностью теряют все свои электроны, так что в короне практически нет атомов водорода или гелия, а есть только протоны и альфа-частицы. Тяжелые элементы теряют до 10-15 внешних электронов.

По этой причине в солнечной короне наблюдаются необычные спектральные линии, которые долгое время не удавалось отождествить с известными химическими элементами. Горячая плазма сильно излучает и поглощает радиоволны. Поэтому наблюдаемое солнечное радиоизлучение на метровых и дециметровых волнах возникает в солнечной короне. Иногда в солнечной короне наблюдаются области пониженного свечения. Их называют корональными дырами. Особенно хорошо эти дыры заметны по снимкам в рентгеновских лучах.

В связи со столь высокой температурой корона не может удерживаться под действием гравитации Солнца, поэтому из её верхней части вырываются потоки солнечного ветра, которые несутся во всех направлениях со скоростью около 400 км/ч. Мы понимаем, почему это происходит, но не знаем, как и когда корональные газы разгоняются до такой высокой скорости. Этот процесс связан с нагреванием короны. Почему корона, расположенная над слоем, температура которого составляет 6000 °С, разогревается до 1 000 000 °С и больше, остается загадкой для учёных. Осмотрев внутренность короны, можно увидеть полярные лучи, представляющие собой длинные тонкие струи, направленные от Северного и Южного солнечных полюсов. Их наличие связывают с небольшими магнитными областями, которые есть на солнечной поверхности.

Корональные петли обнаруживают вокруг солнечных пятен и в активных областях. Эти образования связывают с замкнутыми силовыми линиями магнитных полей, соединяющих магнитные области на поверхности Солнца. Как правило, корональные петли существуют в течение нескольких дней или недель. Однако отдельные из них, происхождение которых связывают с солнечными вспышками, «живут» гораздо меньше.

Солнечные пятна

Солнечное пятноУже давно, задолго до изобретения телескопов, было замечено, что иногда на Солнце появляются сравнительно большие тёмные пятна и группы пятен. В пятнах можно различить среднюю, более тёмную часть – так называемую тень и окаймляющую её – полутень. Впоследствии с помощью телескопов такие пятна стали наблюдать регулярно. Некоторые пятна держатся на Солнце по несколько дней и даже месяцев. Перемещение таких пятен от одного края диска Солнца к противоположному краю дало возможность установить, что солнечный шар вращается. По скорости движения пятен удалось определить период вращения Солнца. При этом оказалось, что различные зоны Солнца вращаются с разной скоростью: на солнечном экваторе период вращения составляет 25 суток, а ближе к солнечным полюсам – больше 30 суток. На основании этого учёные сделали также вывод, что Солнце вращается, как газообразное, а не как твёрдое тело. Пятна на Солнце изменяются, распадаются на части и исчезают, диаметр отдельных больших пятен превосходит диаметр Земли. Отдельные пятна могут достигать в поперечнике 40 тыс. километров. А самое большое из наблюдавшихся пятен достигало диаметра 185 тыс. километров. 18 сентября 2000 года была зарегистрирована группа пятен, общая площадь которой равнялась 6,5 миллиардам км2. На этой территории поверхность земного шара поместится целых 13 раз. Пятна появляются не на всей поверхности Солнца, а только в двух сравнительно нешироких поясах по обе стороны солнечного экватора от 5° до 40°. Пятна только кажутся нам темными на очень ярком фоне фотосферы. На самом деле они также испускают свет, изучение которого позволило определить их температуру. Она оказалась ниже температуры фотосферы, но все же очень высокой - около 4500°. Это значит, что пятна состоят из раскаленных газов и представляют собой воронкообразные вихревые движения. Средняя глубина пятен составляет 500 км.

Установлено, что солнечные пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии идущий от недр светила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает. Пятна холоднее окружающего их вещества в среднем на 1500°К, а следовательно, и менее ярки. Пятна появляются парами в тех местах, где линии искажённого магнитного поля выходят из поверхности и входят в неё. Пара пятен при этом образует пару полюсов поля - южный и северный. Часто, пятна возникают по несколько штук и занимают небольшую по площади область, вытянутую вдоль экватора – возникает группа пятен. Два пятна, как правило, появляются на западном и восточном краях активной области, где сильнее других развиваются. Эти пятна будут в группе главными. Их называют ведущим (головным или западным) и ведомым (хвостовым или восточным). К ним примыкают более мелкие пятна. Магнитные поля этих пятен имеют противоположенную полярность. Таково устройство наиболее распространенного типа групп пятен.

>>>Читайте дальше: Устройство солнечных пятен, гранулы, факелы.

ВведениеПоложение в галактикеПоложение среди звёздНаука о СолнцеВнутреннее строениеФотосфера, хромосфераПоверхность, корона, пятнаУстройство пятен, гранулы, факелыСпикулы, флоккулы, протуберанцы; солнечная активностьСпектрАтомная энергия звездАртур Эддингтон и источник энергии звездГеоргий Гамов и его туннельный эффектУглеродный цикл Протон-протонная цепочка. Возникновение более тяжелых элементовСолнечное нейтрино. Нейтринная астрономия [1 2]Будущее Солнца

 
 
Главная В закладки Контакты Новости О проекте Планы сайта

open
© KV


 


 

Подробнее о солнечном ветре:

Солнечный ветер разделяют на два компонента — медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 км/с и температуру 1,4—1,6 млн. К и по составу близко соответствует короне. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около 750 км/с, температуру 0,8 млн. К, и по составу похож на вещество фотосферы. Медленный солнечный ветер вдвое более плотный и менее постоянный, чем быстрый. Медленный солнечный ветер имеет более сложную структуру.

Закрыть урок