Atmosfera Soarelui este numită trei straturi exterioare ale Soarelui, situate deasupra zonei convective. și constând (în termeni de număr de atomi) în principal din hidrogen, 10% heliu, 1/1000 carbon, azot și oxigen și 1/10 000 metale împreună cu toate celelalte elemente chimice.
Atmosfera soarelui este de obicei împărțită în fotosferă. cromosferă și coroană. care trece în vântul solar.
Fotografia unui soare. Periferice - o rețea de granule
Liniile spectrale din granule și golurile dintre ele sunt deplasate în mod corespunzător spre părțile albastre și roșii. Aceasta înseamnă că, în partea de mijloc a granulelor, materia solară subfotoferică se ridică la suprafață, iar la marginile granulelor se scurge. Viteza acestor mișcări este de 1 - 2 km / s. Prin urmare, temperatura în centrul peleților este mai mare decât la periferie. "Adâncimea" granulelor aparent atinge câteva sute și chiar mii de kilometri. Granularea fotosferei este practic independentă de latitudinea heliocentrică și faza ciclului CA.
Cromosfera este detectată cu o eclipsă totală a soarelui ca o jantă subțire (roz) în jurul Soarelui. De aici numele ei.
Grosimea sa este de aproximativ 15 * 10 3 km. Concentrația de particule din cromosfera mai mici decât în fotosfera și scăderi în înălțime de la 14-10 octombrie 10 gerar / cm3. Temperatura din cromosfera crește cu altitudinea neuniform în partea de jos - lent, aproximativ 4500-4800 K, în mijloc și superioare părți - rapid, ajungând la granița cu coroana în stratul de tranziție 6 la o valoare de 10 K. Cromosfera cum se mișcă secvențial în sus hidrogen, heliu și alte elemente chimice sunt ionizate. Până la o înălțime de 1500 km este cromosfera jos relativ densă și se extind peste medie (1,500 - 4,000 km) și straturile de sus diferă în structură foarte neomogen.
Cele mai mici formațiuni structurale din cromosferă se numesc spicule. Ele au o formă alungită și sunt alungite în principal în direcție radială. Lungimea lor este de câteva mii de kilometri, iar grosimea este de aproximativ o mie de kilometri. Cu viteze de câteva zeci de kilometri pe secundă, spiculele se ridică din cromosferă în coroană și se dizolvă în ea. Astfel, prin spicule există un schimb de materie între cromosferă și corona superioară. Spiculele, la rândul lor, formează o structură mai mare, numită o plasă cromosferică. Se compune din celule individuale de măsurare (30-60) * 10 3 km.
Deseori, există o structură fibrilă a cromosferei care reflectă natura câmpurilor magnetice produse prin convecție de sub fotosferă la cromosferă, adică Fibrele sunt bucle ale unui câmp magnetic pe suprafața Soarelui. Aspectul intensiv al fibrilelor însoțește nașterea unei noi regiuni active pe Soare. Blocurile și flocculii sunt observate în perioadele active din cromosfera Soarelui. (cm activitate solară)
Între cromosferă și coroană există o regiune de tranziție. densitatea în care variază de la 10-12 până la 10-15 g / cm3 (concentrația particulelor este de la 10 12 la 109 / cm3) și temperatura variază de la 1 x 104 până la 1,5 x 106 K. Creșterea temperaturii, este determinată de scăderea rapidă a densității materiei cu înălțimea și pomparea energiei datorită proceselor de absorbție a undelor acustice și magnetozonice care se propagă din fotosferă
Coroana poate fi împărțită în trei zone: intern (r 2,5 RC).
Temperatura medie a coroanei este de 1,5 * 106 K. Temperatura coroanei variază puțin cu altitudinea. Densitatea coroanei în regiunea de tranziție
10 - 15 g / cm3 (concentrație de particule 10 8 cm-3) și la o distanță de 3 ° C densitatea
6 * 10 -19 g / cm3, (concentrație 4,10 5 cm-3).
În compoziția sa, gazul coronal este similar gazului fotosferic. Atomii sunt aproape complet lipsiți de toți electronii lor, adică Corona este practic o plasmă complet ionizată.
Structura coroanei este destul de complexă, include formațiuni mari care se îndepărtează de Soare în formă de "ventilator" sau sub formă de "raze". Densitatea materiei în aceste formațiuni aparent este de aproape un ordin de mărime mai mare decât în corona din jur.
Zonele întunecate ale imaginii în găuri coronare cu raze X
Suprafața lor totală atinge 15% din suprafața totală a Soarelui, la latitudini scăzute suprafața găurilor coronare este mai mică de 2-5% din suprafața Soarelui. Durata de viață a unei singure gauri poate depăși 5 rotații ale Soarelui (până la 20 de rotații).
Gaurile coronare sunt asociate cu regiunile unipolare din fotosferă.
În aceste zone există o creștere a fluxului de vânt solar, care are un efect semnificativ asupra fenomenelor geofizice.
Luminozitatea coroanei este de un milion de ori mai mică decât luminozitatea fotosferei. Observați corona solară cu ochiul liber numai în timpul fazei totale a eclipsei solare. În afara eclipselor de pe suprafața Pământului, coroana este observată cu ajutorul unor telescoape speciale - coronografe.
Coronale tranzitorii Numele comun pentru schimbările de scurtă durată în corona, în bază, este folosit pentru a descrie nori de plasmă în curs de dezvoltare - Eroziunea coronală a masei.
Aceste eliberări puternice ale materiei plastice elimină aproximativ jumătate din energia totală a flarei solare. CME trece prin corona solară și la o viteză de aproximativ 1000 km / s atinge orbita Pământului în 1 până la 2 zile. Curenții corpusculari solari, care interacționează cu magnetosfera terestră, provoacă furtuni magnetice și sub-furtuni magnetosferice.
Câmpul magnetic al Soarelui este împărțit în două tipuri - un câmp comun și câmpuri locale.
Câmpul magnetic total al Soarelui este un câmp de tip semiidal alungit de-a lungul meridianelor solare și similar unui câmp de tip dipol. Intensitatea sa la nivelul fotosferei este de 1-2 Gs. Câmpul general al Soarelui periodic, aproximativ la fiecare 11 ani, își schimbă polaritatea la contrariul. Perioada totală este T = 22 ani.
Câmpul general constă din multe structuri mici de diferite polarități și dimensiuni, cu o rezistență de până la 10-20 Gs.
Câmpurile magnetice locale ale formațiunilor active pe Soare sunt împărțite în regiuni bipolare (BM) și unipolare (UM). Puterea câmpului | B | în regiunile VM variază între 0,1 și câteva sute de gauss. Semnul câmpului este diferit în diferite părți ale acestor regiuni și, deoarece acestea sunt întinse de-a lungul liniei est-vest, ele pot distinge întotdeauna polaritățile de conducere (p) și conduse (f). Aceste polarități sunt diferite în emisferele de nord și sud și schimbă semnul cu începutul fiecărui nou ciclu de 11 ani.
Regiunile UM sunt mai aproape de poli și au o intensitate mai mică a câmpului magnetic decât regiunile VM, dar o zonă mai mare și o durată de viață mai mare: pentru regiunea UM, B
5-7 revoluții ale Soarelui. Dezvoltarea regiunilor VM și UM precede apariția regiunilor active pe Soare și este finalizată după dispariție.
Informații mai detaliate cu privire la această problemă pot fi găsite în secțiunile CCIS
RECENZII ȘI ARTICOLE. precum și pe paginile manualului.
O secțiune bogată ilustrată a proiectului E.V. este dedicată în mod specific problemelor activității solare. VIAȚA DE PĂMÂNTUL CONONOVICH ÎN ATMOSFERA SUNULUI
Vedeți, de asemenea, secțiunile aferente din director: