Солнце ( 8 )
Солнце. и всё что сним связано
Геомагнитные бури Справка
Солнечная корона - это высокоионизованная, горячая и сильно разреженная плазма, в которую переходят верхние слои солнечной хромосферы (слой солнечной атмосферы, простирающийся над фотосферой примерно на 10000 км). Она простирается на десятки солнечных радиусов, постепенно переходя в солнечный ветер.
Вещество солнечной короны состоит из свободных электронов при ионизации атомов водорода, гелия и остальных химических элементов, лишенных от одного до двух десятков внешних своих электронов. В среднем в каждом см3 вещества солнечной короны находится около ста миллионов заряженных частиц, что в сотни миллиардов раз меньше, числа молекул в таком же объеме воздуха на уровне моря.
Наибольшее выделение энергии происходит в нижней части короны, но благодаря высокой теплопроводности корона почти изотермична и температура понижается наружу очень медленно. Отток энергии в короне происходит несколькими путями. В нижней части короны основную роль играет перенос энергии вниз благодаря теплопроводности. К потере энергии приводит уход из короны наиболее быстрых частиц. Во внешних частях короны большую часть энергии уносит солнечный ветер - поток коронального газа, скорость которого растет с удалением от Солнца от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек на расстоянии Земли.
Температура в короне превышает миллиона Кельвинов. В активных областях температура выше на порядок. Над активными областями могут образовываться т. н. корональные конденсации, в которых концентрация частиц возрастает в десятки раз. Часть излучения внутренней короны - это линии излучения многократно ионизованных атомов железа, кальция, магния, углерода, кислорода, серы и др. химических элементов. Они наблюдаются и в видимой части спектра, и в ультрафиолетовой области. В солнечной короне генерируются радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне и рентгеновское излучение, усиливающиеся во много раз в активных областях.
Из солнечной короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер. Между хромосферой и короной имеется сравнительно тонкий переходный слой, в котором происходит резкий рост температуры до значений, характерных для короны. Условия в нем определяются потоком энергии из короны в результате теплопроводности. Переходный слой является источником большей части ультрафиолетового излучения Солнца. Хромосфера, переходный слой и корона дают все наблюдаемое нам радиоизлучение Солнца. В активных областях структура хромосферы, короны и переходного слоя изменяется. Степень этого изменение еще не достаточно изучена.
Солнечные пятна - это тёмные образования, наблюдаемые в фотосфере Солнца. В поперечнике они достигают до 200 000 км. Температура солнечных пятен ниже температуры фотосферы на 1-2 тыс. градусов (4500 К и ниже), вследствие чего они в 2-5 раз темнее фотосферы и кажутся на фоне яркого диска Солнца пятнами (яркость ядра пятна составляет 0,2-0,5 яркости фотосферы, яркость полутени около 80% фотосферной).
Иногда пятно окружено светлой каймой. Совсем маленькие пятна называются порами. Время жизни пятен - от нескольких часов до нескольких месяцев (что можно пронаблюдать по анимационным изменениям с течением времени справа). В спектре пятен наблюдается ещё больше линий и полос поглощения, чем в спектре фотосферы и он напоминает спектр звезды спектрального класса КО. Из-за эффекта Доплера смещения линий в спектре пятен указывают на движение вещества в них (вытекание на более низких уровнях и втекание на более высоких). Скорости движения этих потоков достигают 3×103 м/сек (эффект Эвершеда).
Каждое пятно обладает своим собственным сильным магнитным полем, достигающим для крупных пятен напряжённости 5000 э. Часто пятна образуют группы, которые по своему магнитному полю могут быть униполярными, биполярными и мультиполярными, т. е. содержащими много пятен различной полярности, часто объединённых общей полутенью. Группы пятен всегда окружены факелами и флоккулами, а также протуберанцами. Вблизи групп иногда происходят солнечные вспышки, и в солнечной короне над ними наблюдаются образования активных областей Солнца (в виде лучей шлемов, опахал).
Чаще всего наблюдаются биполярные группы пятен, состоящие из двух крупных пятен — головного и последующего, имеющих противоположную магнитную полярность, и несколько более мелких. Головные пятна имеют одну и ту же полярность в течение всего цикла солнечной активности, эти полярности противоположны в северной и южной полусферах Солнца. Пятна представляют собой углубления в фотосфере, а плотность вещества в них меньше плотности вещества в фотосфере на том же уровне, из-за чего через них происходит интенсивный выброс солнечной плазмы в окружающее пространство.
Среднегодовое число наблюдаемых пятен и активных областей, а также средняя площадь, занимаемая ими, меняется с периодичностью около 11 лет. 11-летний цикл является средним показателем на фоне меняющихся отдельных циклов солнечной активности - от 7,5 до 16 лет. В максимуме активности наибольшее число пятен, одновременно видимых на поверхности Солнца, меняется для различных циклов более чем в два раза.
