Презентація "Строение атмосферы Солнца"

Попередній слайд
Наступний слайд


Завантажити презентацію "Строение атмосферы Солнца"
Слайд #1
Тема: Строение атмосферы Солнца
Вспышка на солнечном пятне 875, 2.05.2006г


Слайд #2
Солнечная атмосфера
Солнечная атмосфера состоит из 3х слоев: фотосфера, хромосфера, солнечная корона.


Слайд #3
Фотосфера - грануляция
Фотосфера - светящаяся “поверхность” Солнца, нижний слой атмосферы. Излучает почти всю энергию, поэтому мы и видим резко очерченный шар, хотя Солнце не имеет резко очерченных границ.
толщина = 300-400км., Т ≈ 5800К,
ρср. ≈10-4кг/м3≈1017атом/см3. Н-водород.
1) “зернистая структура”- гранулы  размером до 1000км (ср. 700км), промежутки между гранулами до 300км, время существования до 8мин, одновременно наблюдается порядка миллиона гранул - отражение движения вещества: подъем и опускание в под фотосферной области за счет конвекции, начиная с глубины 0,3R (подобие кипящей рисовой каши).
Пятно на фоне грануляции.
Грануляция.


Слайд #4
Фотосфера - пятна
2) Пятна- очевидный признак солнечной активности, диаметром от тысяч км до 100 000км. Они появляются на широте ∓400 (редко 500) группами (редко одно), но обязательно есть и на противоположной стороне Солнца и опускаются до широты ∓50 где исчезают (существуя от нескольких дней до нескольких месяцев). Пятно видно так как в данной области плазма более холодная (до 4500К) по сравнению с остальной частью фотосферы. Причина - торможение магнитным полем конвекции, (нисходящее течение, идущее со скоростью 2 м/с на глубину до 2000км - на поверхность поступает <энергии), глубина воронки до 300-400км.
Главное пятно в группе имеет одну полярность, а хвостовое - противоположную. Если в данном цикле главное имело северный магнитный полюс, то в следующем цикле главное будет иметь южный полюс.

Самая большая из когда-либо зарегистрированных групп солнечных пятен достигла своего максимума 8 апреля 1947г. Она захватила область площадью в 18130 миллионов квадратных километров.
Расщепление линий в спектре указывает на существование магнитного поля. В пятнах напряженность  магнитного поля 1500-4500 Эрстед, в то время как в спокойных областях Солнца 5 Эрстед. Что пятно холодное и в них существует магнитное поле, установлено в 1908г Дж. Э. Хейл (1868-1938, США).
Темные сердцевины ярких волокон, которые тянутся внутрь пятна. Снимок телескопа на острове Ла Пальма.


Слайд #5
Фотосфера - факелы
3) Фотосферные факелы более светлые образования (более горячие, ≈ на 300 К выше), связанные с выносом более горячего вещества за счет усиления конвекции в подфотосферных слоях. Факел - долгоживущее образование, он часто не исчезает в течение целого года, а группа пятен на его фоне "живёт" около месяца.
Ширина цепочек равна диаметру образующих её ярких элементов (групп гранул) и составляет ок. 5000 км, длина достигает 50 000 км. Размер факельных гранул лишь ненамного превышает размер обычных гранул. Суммарная площадь цепочек - волокон факела - ≈ в 4 раза больше площади пятна.
Менее яркие факелы встречаются и независимо от пятен. Волокна факелов отчётливо видны лишь около края диска Солнца (но не на самом краю), где превышение их яркости над фоном достигает 10-20%.
Самое большое пятно - Активный регион 904, появилось в видимой области 9 августа 2006 года. Умеренная вспышка и последовавший выброс вещества короны произошёл 17 августа 2006 года, когда пятно было повернуто почти напрямую к Земле. Снимок активной области был получен при помощи КА TRACE.


Слайд #6
Хромосфера - факелы
Хромосфера =(греч. "сфера цвета") красновато-фиолетовая окраска (видна только при полных затмениях, или при помощи специальных приборов). Состоит из трех слоев: нижний - до 1500 км, Т≈5000К; средний 1500-4000 км, Т  ≈ 6000-15000 К ; верхний 4000-10000км Т ≈ 20000-50000К. По мере подъема Т- растет. Яркость хромосферы не одинакова.
в) Спикулы - наблюдаются на краю хромосферы в виде язычков пламени, диаметры ~ 1000 км, скорости подъёма (опускания)  ≈ 20 км/с, время жизни – 5-10 мин., поднимаются из нижней хромосферы на 5000-10000 км.
а) Факелы (хромосферные)-наиболее яркие участки расположены над фотосферными нитями и факелами.
б) Вспышки мощные и быстроразвивающиеся (слабые исчезают через 5-10 мин, а самые мощные до нескольких часов) происходят в результате быстрой перестройка ("перезамыкание") магнитных полей. Небольшие вспышки происходят по несколько раз в сутки, мощные значительно реже и как правило вблизи пятен.  Это внезапное выделение энергии в широком диапазоне длин волн - от жёсткого g-излучения до километровых радиоволн и выброс электрически заряженных частиц.


Слайд #7
Хромосфера - протуберанцы
«Спокойный" протуберанец. Это потоки газа, втекающего из короны в зону пятен со скоростями до 100 км/с.
Протуберанцы - гигантские яркие вспышки и арки, опирающиеся на хромосферу и врывающиеся в солнечную корону - это выброс вещества (плазмы), наблюдаемые в виде: арок, облаков, фонтанов. Наиболее распространены "спокойные" протуберанцы, появляющиеся обычно с развитием группы пятен, а существуют они значительно дольше пятен - до 1 года.
Другой вид протуберанцев связан с выбросами вещества вверх (обычно после вспышек) со скоростями ~ 100-1000 км/с
(быстрые - эруптивные протуберанцы).
Активная область Солнца. Высота протуберанца около 10 000км.


Слайд #8
Протуберанцы
Размеры протуберанцев могут быть разными, обычно они имеют высоту до 40 000км и ширину до 200 000км. Дугообразные протуберанцы достигают размера в 800 000км, но есть и рекордсмены когда размер достигает 3 млн.км.
Хотя выделить какой-то отдельный протуберанец и назвать его самым большим не удается, имеется множество удивительных примеров.
Например, на изображении, принятом со "Skylab" в 1974г, был виден петлеобразный покоящийся протуберанец, который протянулся над поверхностью Солнца больше чем на полмиллиона километров.
6 января 1997г зафиксирован “протуберанец” диаметром >40 млн.км, что привело к увеличению солнечного ветра с 350 до 430 км/с у Земли.


Слайд #9
Корона
Солнечная корона -протяженность от 1R - 8-10 R Солнца. Наблюдается  во время затмений (или с помощью коронографа) серебристо-жемчужного цвета с Т≥1млн.К, чрезвычайно разреженный газ. Структура короны довольно устойчива, существенные изменения происходят за годы.
На снимке КА TRACE (запущен  2.04.1998г) в ультрафиолетовых лучах показаны сгущения горячих корональных петель, которые простираются ввысь на 350 000 км и более. Значительный нагрев короны происходит в нижних ее слоях, у основания петель, где плазма начинает подниматься и возвращается на поверхность Солнца.
Темные области - это корональные дыры. Они располагающиеся над поверхностью, где силовые линии солнечного магнитного поля уходят в межпланетное пространство и наблюдаются в ультрафиолетовом и рентгеновском свете. Они являются источниками интенсивного солнечного ветра,


Слайд #10
Корона
Вид корональных лучей заметно меняется в зависимости от солнечной активности.
Корона во время солнечного затмения 29.03.2006 года. Фото сделано с помощью телескопа в Сиде, Турция.
Корона во время затмения 19.06.1999 года


Слайд #11
Солнечная активность
Рудольф Вольф (1816-1893, Швейцария) в 1852г установил 11-летний цикл появления пятен. 4 года происходит подъем, а 7 лет затухание - цикл 11,1 лет, и ввел число Вольфа W=(10g+f).k характеризирующую активность пятнообразований. f – число пятен, g – число групп.
Солнечная активность – периодический комплекс нестационарных образований в атмосфере Солнца (петли, факелы, протуберанцы и т.д.). Связующее звено между различными ярусами центров активности – магнитное поле. Период (средний) – 11,1 лет (4 года подъема – 7 лет - затухание).
Последние циклы активности и предполагаемые 24 и 25 цикл.
Спокойное Солнце
Активное Солнце
К 1997г установлено, что на Солнце одновременно происходит до 30 тысяч различных взрывных событий. Их средняя продолжительность  ≈1 мин, протяженность 1500 км, скорость выброса вещества до 1500 км/с.