КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина V

ФІЗИЧНА ПРИРОДА ТІЛ СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ

Розділ 11

СОНЦЕ

11.3. Фотосфера

Як знаємо, фотосфера — це нижня частина атмосфери Сонця, в якій формується його неперервний спектр. Одним із важливих ефектів, що виявляється при її вивченні, є ефект потемніння сонячного диска до його краю (рис. 11.3, а). Зменшення яскравості до краю вказує на те, що температура газу, який висвічує енергію і випромінювання якого досягає спостерігача, зростає з глибиною. Справді, згадане випромінювання формується в шарі з оптичною товщиною τ = 1. Якщо розглядаємо край диска, то температура Тн основи стовпчика з τ = 1 менша від температури основи стовпчика з такою ж оптичною товщиною у центрі диска. Ефект потемніння диска Сонця до його краю графічно пояснено на рис. 11.3, б.

image14

Рис. 11.3. Потемніння диска Сонця до його краю: а — фотографія Сонця, б — схематичне пояснення потемніння видимого диску до його краю

Товщина фотосфери не перевищує O,OO1Rʘ, тобто близько 700 км. Як визначено, густина речовини на її нижній межі становить 3-10-7 г/см3 (концентрація частинок N = 2-1017см-3), тоді як на верхній вона в тисячі разів менша. Рівень, де оптична товщина у довжині хвилі λ = 5000 А дорівнює одиниці, умовно називають поверхнею Сонця. Від цього рівня відлічують висоту h, причому від'ємну — униз, у напрямі до центра Сонця.

Ще одним не менш важливим ефектом, який найкраще проявляється при спостереженнях Сонця зі стратостатних або космічних станцій, є грануляція — неоднорідна за яскравістю структура сонячної поверхні, яка в цілому нагадує розсипані рисові зерна (рис. 11.4). Кожен з таких світлих утворів називається гранулою. У середньому видимі кутові розміри гранул дорівнюють 1", що відповідає поперечникові 700—1000 км. їхня яскравість більша, ніж у проміжках між ними. Це значить, що температура в гранулі вища, ніж у навколишньому середовищі (приблизно на 200—300 К). Середня тривалість життя гранули 7 хв. Після цього гранула розпадається і на її місці виникають нові.

image15

Рис. 11.4. Ділянка фотосфери з чітко вираженою грануляцією

Дослідження швидкостей газу в гранулах та навколо них показало, що гранули — це потоки гарячого газу, які підіймаються вгору з середніми швидкостями 0,5 км/с, тоді як темні проміжки між ними — це холодніший газ, який опускається вниз. В кожен момент на поверхні Сонця можна налічити близько 4 млн. конвективних гранул.

Крім гранул, розподілених по поверхні Сонця практично рівномірно, тут існує ще й супергрануляція — великомасштабна конвективна структура з розмірами комірок близько 35 000 км, для якої властиві рухи супергранул з глибоких шарів до периферії зі швидкостями 0,1—0,5 км/с. Час життя супергранули близько доби, загальна їхня кількість на поверхні Сонця досягає 5000.

Явище грануляції свідчить про те, що в глибших шарах Сонця речовина перебуває у стані безперервного конвективного руху, тобто тут відбувається підіймання й опускання окремих мас газу (елементів конвекції). Пройшовши шлях в атмосфері, упродовж якого газовий тиск змінюється приблизно у 2,7 рази, вони ніби розчиняються у навколишньому середовищі, породжуючи нові неоднорідності. Процес відокремлення конвективних елементів закінчується якраз у фотосфері, оскільки тут мала оптична товщина вже сприяє їх значному охолодженню завдяки висвічуванню внутрішньої енергії і швидкої дисипації.

Кожен конвективний елемент виносить з глибини назовні не лише теплову, а й кінетичну енергію. У фотосферу від гранул у вигляді кінетичної енергії щосекунди надходить близько 8-1022 Дж. Ця енергія переноситься звуковими та магнітогідродинамічними хвилями, які рухаються вгору через середовище, густина якого спадає в напрямі до поверхні, і врешті-решт перетворюються на ударні хвилі. Дисипація енергії останніх витрачається на нагрівання верхніх шарів сонячної атмосфери — хромосфери і корони. Тому їх температура виявляється значно вищою, ніж температура фотосфери, яка розташована нижче.

Як виявилося, на поверхні Сонця є складна структура магнітного поля. Його вимірювання, здійснені на основі вивчення зееманівського розщеплення спектральних ліній, вказують на те, що в центральних частинах грануляційних комірок напруженість поля менша, ніж на периферії. Наприклад, у комірках супергрануляції магнітна індукція В ≤ 1 Гс, тоді як на периферії вона досягає 20 Гс. У цілому на поверхні Сонця утворюється сітка з вертикальним магнітним полем, в якій є окремі ділянки з індукцією В = 2000 Гс. Розміри цих ділянок не перевищують 100—300 км.

Незайвим буде зауваження: ніколи не використовуйте оптичні пристрої для безпосередніх спостережень Сонця оком, оскільки це може викликати стійку втрату зору, і навіть темний фільтр між окуляром і оком тріскається від сильного нагрівання.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.