Сторінка
3
Встановлено, що в хромосфері відбувається хаотичний рух газових мас зі швидкостями до 15 103 м/с. У хромосфері смолоскипи помітні як світлі утворення, що називаються зазвичай флокулами. Полярні смолоскипи можуть являти собою окремі яскраві точки завбільшки від 700 до 3500 км, пари яскравих точок на відстані близько 7000 км, ланцюжок яскравих точок завдовжки до 30 тис. км і дифузійні утворення завбільшки від 7 до 20 і більше тис. км. У червоній лінії спектра Гідрогену добре видно темні утворення, що називаються волокнами. На краю диска Сонця волокна виступають за диск і спостерігаються на фоні неба як яскраві протуберанці. Волокна й протуберанці низькоширотних зон показують добре виражений 11-річний цикл, їхній максимум збігається з максимумом плям. Високоширотні протуберанці менше залежать від фаз сонячної активності, максимум настає через два роки після максимуму плям. Волокна, які є спокійними протуберанцями, можуть сягати довжини сонячного радіуса й існувати протягом декількох обертів Сонця. Середня висота протуберанців над поверхнею Сонця складає 30— 50 тис. км, середня довжина — 200 тис. км, ширина — 5 тис. км. Протуберанці за характером руху (за А. Б. Северним) поділяються на 3 групи:
— електромагнітні, де рухи відбуваються за впорядкованими скривленими траєкторіями — силовим лініям магнітного поля;
— хаотичні, у яких переважають неупорядковані турбулентні рухи (швидкості порядку 10 км/с);
— еруптивні, де речовина первісного спокійного протуберанця з хаотичними рухами раптово викидається зі зростаючою швидкістю (до 700 км/с) геть від Сонця.
Температура в протуберанцях сягає 5—10 тис. К, густина близька до середньої густини хромосфери. Волокна, що представляють собою активні, мінливі протуберанці, досить швидко змінюються за кілька годин, іноді й за кілька хвилин. Форма й характер рухів у протуберанцях взаємозалежні з магнітним полем у хромосфері й сонячній короні.
Сонячна корона — зовнішня і найбільш розріджена частина сонячної атмосфери, що простягається на кілька (більше 10) сонячних радіусів. Корону Сонця раніше можна було спостерігати тільки під час повного сонячного затемнення, сьогодні ж її можна вивчати за допомогою орбітальних телескопів і коронографів. У великомасштабній структурі сонячної корони добре виділяються такі утворення: шоломоподібні структури, віяла, корональні промені й полярні щіточки. Загальна форма корони змінюється з фазою циклу сонячної активності: у роки мінімуму корона сильно витягнута уздовж екватора, у роки максимуму вона майже сферична. Світіння сонячної корони утворюється, як правило, у результаті розсіювання фотосферного випромінювання вільними електронами. Практично всі атоми в короні іонізовані. Концентрація іонів і вільних електронів біля основи корони складає 109 часток у 1 см3. Нагрівання корони аналогічне до нагрівання хромосфери. Найбільше виділення енергії відбувається в нижній частині корони, але завдяки високій теплопровідності корона майже ізотермічна — температура до зовнішнього шару знижується дуже повільно.
У нижній частині корони витік енергії униз відбувається завдяки теплопровідності. До втрати енергії призводить відхід із корони найшвидших часток. У зовнішніх частинах корони велику частину енергії несе сонячний вітер (потік коронального газу). Температура в короні перевищує 106 К. В активних шарах корони ' температура сягає 107 К. Над активними областями можуть утворюватися так звані корональні конденсації, у яких концентрація часток зростає в десятки разів. У сонячній короні генерується радіовипромінювання Сонця в метровому діапазоні й рентгенівське випромінювання, що підсилюється в багато разів в активних областях. З корони поширюються в міжпланетний простір потоки часток, що утворюють сонячний вітер. Між хромосферою й короною є порівняно тонкий перехідний шар, у якому відбувається різкий стрибок температури до значень, характерних для корони. Умови в ньому визначаються потоком енергії з корони в результаті теплопровідності. Перехідний шар є джерелом більшої частини ультрафіолетового випромінювання Сонця. Хромосфера, перехідний шар і корона створюють радіовипромінювання Сонця. В активних областях структура хромосфери, корони і перехідного шару змінюється, але цей процес ще мало вивчений.
У хромосфері можливі видимі в багатьох спектральних лініях раптові й короткочасні збільшення яскравості — це сонячні спалахи. Спалахи найкраще помітні у світлі Гідрогенової лінії, але найбільш яскраві помітні й у білому світлі. У спектрі сонячного спалаху нараховується кілька сотень емісійних ліній різних елементів, нейтральних й іонізованих. Температура тих шарів сонячної атмосфери, що дають світіння в хромосферних лініях (1—2)-10" К, у вищих шарах — до 10' К. Густина часток у спалаху сягає 10"—ІО14 у 1 см3. Площа сонячних спалахів може сягати 10'5 м2. Зазвичай сонячні спалахи відбуваються в сусідніх зонах із плямоутвореннями. Вони супроводжуються активізацією волокон і флокулів, а також викидами речовини. При спалаху виділяється велика кількість енергії (до 1021—10ь Дж). Передбачається, що енергія сонячного спалаху спочатку запасається в магнітному полі, а потім швидко вивільняється, що призводить до локального нагрівання й прискорення протонів й електронів, які викликають подальше підвищення температури газу, його світіння в різних ділянках спектра електромагнітного випромінювання, утворення ударної хвилі.
Сонячні спалахи значно збільшують ультрафіолетове випромінювання Сонця, вони також супроводжуються сплесками радіо- і рентгенівського випромінювання, викидом корпускул високих енергій аж до 1010 еВ. Іноді спостерігаються сплески рентгенівського випромінювання і без посилення світіння в хромосфері. ^_
Рівень сонячної активності змінюється протягом 11-річного циклу. Існують також слабкі коливання величини максимумів 11-річного циклу з періодом близько 90 років. Найбільш потужні прояви сонячної активності — сонячні спалахи — відбуваються нерегулярно (частіше поблизу періодів максимальної активності), їх тривалість складає 5—40 хв, рідше — кілька годин. Енергія хромосферного спалаху може сягати 1025 Дж, з яких лише 1 — 10% припадає на електромагнітне випромінювання в оптичному діапазоні. У періоди підвищення сонячної активності рентгенівське випромінювання збільшується в діапазоні 30—10 нм удвічі, у діапазоні 10—1 нм у 3—5 разів, у діапазоні 1—0,2 нм — більше ніж у сто разів. Тверде рентгенівське випромінювання з довжиною хвилі менше 0,2 нм з'являється в спектрі Сонця після. спалахів і лише на короткий час.
Завантажити реферат