Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po forumu  vnutri temy 		 

args[0]=message
args[1]=DB::DB::Message=HASH(0x2d487a0)
Re: Annotacii osnovnyh statei zhurnala "Zemlya i Vselennaya" 3, 2013
28.07.2013 11:01 | A.P. Vasi

Struktura

Vnutrennee stroenie Solnca

Stroenie Solnca. V centre Solnca nahoditsya solnechnoe yadro. Fotosfera eto vidimaya poverhnost' Solnca, kotoraya i yavlyaetsya osnovnym istochnikom izlucheniya. Solnce okruzhaet solnechnaya korona, kotoraya imeet ochen' vysokuyu temperaturu, odnako ona kraine razrezhena, poetomu vidima nevooruzhennym glazom tol'ko vo vremya polnogo solnechnogo zatmeniya.

Solnechnoe yadro

Osnovnaya stat'ya: Solnechnoe yadro

Central'naya chast' Solnca s radiusom primerno 150175 tys. km (to est' 2025% ot radiusa Solnca), v kotoroi idut termoyadernye reakcii, nazyvaetsya solnechnym yadrom[32]. Plotnost' veshestva v yadre sostavlyaet primerno 150 000 kg/m³[33] (v 150 raz vyshe plotnosti vody i v ~6,6 raz vyshe plotnosti samogo plotnogo metalla na Zemle osmiya), a temperatura v centre yadra bolee 14 mln K. Analiz dannyh, provedennyi missiei SOHO, pokazal, chto v yadre skorost' vrasheniya Solnca vokrug svoei osi znachitel'no vyshe, chem na poverhnosti[32][20]. V yadre osushestvlyaetsya proton-protonnaya termoyadernaya reakciya, v rezul'tate kotoroi iz chetyreh protonov obrazuetsya gelii-4[34]. Pri etom kazhduyu sekundu v izluchenie prevrashayutsya 4,26mln tonn veshestva, odnako eta velichina nichtozhna po sravneniyu s massoi Solnca 21027 tonn. Moshnost', vydelyaemaya razlichnymi zonami yadra, zavisit ot ih rasstoyaniya do centra Solnca. V samom centre ona dostigaet, soglasno teoreticheskim ocenkam, 276,5 Vt/m³[35]. Takim obrazom, na ob'em cheloveka (0,05 m³) prihoditsya vydelenie tepla 285 Kkal/den' (1192 kDzh/den'), chto na poryadok men'she udel'nogo teplovydeleniya zhivogo bodrstvuyushego cheloveka. Udel'noe zhe teplovydelenie vsego ob'ema Solnca eshe na dva poryadka men'she. Blagodarya stol' skromnomu udel'nomu energovydeleniyu zapasov topliva (vodoroda) hvataet na neskol'ko milliardov let podderzhaniya termoyadernoi reakcii.

Yadro edinstvennoe mesto na Solnce, v kotorom energiya i teplo poluchaetsya ot termoyadernoi reakcii, ostal'naya chast' zvezdy nagreta etoi energiei. Vsya energiya yadra posledovatel'no prohodit skvoz' sloi, vplot' do fotosfery, s kotoroi izluchaetsya v vide solnechnogo sveta i kineticheskoi energii[36][37].

Zona luchistogo perenosa

Osnovnaya stat'ya: Zona luchistogo perenosa

Nad yadrom, na rasstoyaniyah primerno ot 0,20,25 do 0,7 radiusa Solnca ot ego centra, nahoditsya zona luchistogo perenosa. V etoi zone perenos energii proishodit glavnym obrazom s pomosh'yu izlucheniya i poglosheniya fotonov. Pri etom napravlenie kazhdogo konkretnogo fotona, izluchennogo sloem plazmy, nikak ne zavisit ot togo, kakie fotony plazmoi pogloshalis', poetomu on mozhet kak proniknut' v sleduyushii sloi plazmy v luchistoi zone, tak i peremestit'sya nazad, v nizhnie sloi. Iz-za etogo promezhutok vremeni, za kotoryi mnogokratno pereizluchennyi foton (iznachal'no voznikshii v yadre) dostigaet konvektivnoi zony, mozhet izmeryat'sya millionami let. V srednem etot srok sostavlyaet dlya Solnca 170 tys. let[38].

Perepad temperatur v dannoi zone sostavlyaet ot 2 mln K na poverhnosti do 7 mln K v glubine[39]. Pri etom v dannoi zone otsutstvuyut makroskopicheskie konvekcionnye dvizheniya, chto govorit o tom, chto adiabaticheskii gradient temperatury v nei bol'she, chem gradient luchevogo ravnovesiya[40]. Dlya sravneniya, v krasnyh karlikah davlenie ne mozhet prepyatstvovat' peremeshivaniyu veshestva i zona konvekcii nachinaetsya srazu ot yadra. Plotnost' veshestva v dannoi zone kolebletsya ot 0,2 (na poverhnosti) do 20 (v glubine) plotnostei vody[39].

Konvektivnaya zona Solnca

Osnovnaya stat'ya: Konvektivnaya zona

Blizhe k poverhnosti Solnca temperatury i plotnosti veshestva uzhe nedostatochno dlya polnogo perenosa energii putem pereizlucheniya. Voznikaet vihrevoe peremeshivanie plazmy, i perenos energii k poverhnosti (fotosfere) sovershaetsya preimushestvenno dvizheniyami samogo veshestva. S odnoi storony, veshestvo fotosfery, ohlazhdayas' na poverhnosti, pogruzhaetsya vglub' konvektivnoi zony. S drugoi storony, veshestvo v nizhnei chasti poluchaet izluchenie iz zony luchevogo perenosa i podnimaetsya naverh, prichem oba processa idut so znachitel'noi skorost'yu. Takoi sposob peredachi energii nazyvaetsya konvekciei, a podpoverhnostnyi sloi Solnca tolshinoi primerno 200 000km, gde ona proishodit, konvektivnoi zonoi. Po mere priblizheniya k poverhnosti temperatura padaet v srednem do 5800 K, a plotnost' gaza do menee 1/1000 plotnosti zemnogo vozduha[39].

Po sovremennym dannym, ee rol' v fizike solnechnyh processov isklyuchitel'no velika, tak kak imenno v nei zarozhdayutsya raznoobraznye dvizheniya solnechnogo veshestva. Termiki v konvekcionnoi zone vyzyvayut na poverhnosti granuly (kotorye po suti yavlyayutsya vershinami termikov) i supergranulyaciyu. Skorost' potokov sostavlyaet v srednem 12km/s, a maksimal'nye ee znacheniya dostigayut 6km/s. Vremya zhizni granuly sostavlyaet 1015 minut, chto sopostavimo po vremeni s periodom, za kotoryi gaz mozhet odnokratno oboiti vokrug granuly. Sledovatel'no, termiki v konvekcionnoi zone nahodyatsya v usloviyah, rezko otlichnyh ot uslovii, sposobstvuyushih vozniknoveniyu yacheek Benara[41]. Takzhe dvizheniya v etoi zone vyzyvayut effekt magnitnogo dinamo i, sootvetstvenno, porozhdayut magnitnoe pole, imeyushee slozhnuyu strukturu[39].

Atmosfera Solnca

Izobrazhenie poverhnosti i korony Solnca, poluchennoe Solnechnym opticheskim teleskopom (SOT) na bortu sputnika Hinode. Polucheno 12 yanvarya 2007 goda.

Fotosfera

Osnovnaya stat'ya: Fotosfera

Fotosfera (sloi, izluchayushii svet) obrazuet vidimuyu poverhnost' Solnca. Ee tolshina sootvetstvuet opticheskoi tolshine priblizitel'no v 2/3 edinic[42]. V absolyutnyh velichinah fotosfera dostigaet tolshiny, po raznym ocenkam, ot 100[43] do 400 km[1]. Iz fotosfery ishodit osnovnaya chast' opticheskogo (vidimogo) izlucheniya Solnca, izluchenie zhe iz bolee glubokih sloev do nee uzhe ne dohodit. Temperatura po mere priblizheniya k vneshnemu krayu fotosfery umen'shaetsya s 6600 K do 4400 K[1]. Effektivnaya temperatura fotosfery v celom sostavlyaet 5778 K[1]. Ona mozhet byt' rasschitana po zakonu Stefana Bol'cmana, soglasno kotoromu moshnost' izlucheniya absolyutno chernogo tela pryamo proporcional'na chetvertoi stepeni temperatury tela. Vodorod pri takih usloviyah sohranyaetsya pochti polnost'yu v neitral'nom sostoyanii. Fotosfera obrazuet vidimuyu poverhnost' Solnca, po kotoroi opredelyayutsya razmery Solnca, rasstoyanie ot Solnca it.d. Tak kak gaz v fotosfere yavlyaetsya otnositel'no razrezhennym, to skorost' ego vrasheniya mnogo men'she skorosti vrasheniya tverdyh tel[43]. Pri etom gaz v ekvatorial'noi i polyarnyh oblastyah, dvizhetsya neravnomerno na ekvatore on delaet oborot za 24 dnya, na polyusah za 30 dnei[43].

Hromosfera

Osnovnaya stat'ya: Hromosfera

Hromosfera (ot dr.-grech. χρομα cvet, σφαίρα shar, sfera) vneshnyaya obolochka Solnca tolshinoi okolo 2000 km, okruzhayushaya fotosferu[44]. Proishozhdenie nazvaniya etoi chasti solnechnoi atmosfery svyazano s ee krasnovatym cvetom, vyzvannym tem, chto v vidimom spektre hromosfery dominiruet krasnaya H-al'fa liniya izlucheniya vodoroda iz serii Bal'mera. Verhnyaya granica hromosfery ne imeet vyrazhennoi gladkoi poverhnosti, iz nee postoyanno proishodyat goryachie vybrosy, nazyvaemye spikulami. Chislo spikul, nablyudaemyh odnovremenno, sostavlyaet v srednem 6070 tys.[45] Iz-za etogo v konce XIX veka ital'yanskii astronom Sekki, nablyudaya hromosferu v teleskop, sravnil ee s goryashimi preriyami. Temperatura hromosfery uvelichivaetsya s vysotoi ot 4000 do 20 000 K (oblast' temperatur bol'she 10 000 K otnositel'no nevelika)[44].

Plotnost' hromosfery nevelika, poetomu yarkost' nedostatochna dlya nablyudeniya v obychnyh usloviyah. No pri polnom solnechnom zatmenii, kogda Luna zakryvaet yarkuyu fotosferu, raspolozhennaya nad nei hromosfera stanovitsya vidimoi i svetitsya krasnym cvetom. Ee mozhno takzhe nablyudat' v lyuboe vremya s pomosh'yu special'nyh uzkopolosnyh opticheskih fil'trov. Krome uzhe upomyanutoi linii H-al'fa s dlinoi volny 656,3 nm, fil'tr takzhe mozhet byt' nastroen na linii Ca II K (393,4 nm) i Ca II H (396,8 nm). Osnovnye hromosfernye struktury, kotorye vidny v etih liniyah[46]:

Korona

Osnovnaya stat'ya: Solnechnaya korona
Solnechnaya korona vo vremya solnechnogo zatmeniya 1999 goda.
Snimok Solnca 9 aprelya 2013 goda. Illyustraciya NASA/SDO.

Korona poslednyaya vneshnyaya obolochka Solnca. Korona v osnovnom sostoit iz protuberancev i energeticheskih izverzhenii, ishodyashih i izvergayushihsya na neskol'ko soten tysyach i dazhe bolee milliona kilometrov v prostranstvo, obrazuya solnechnyi veter. Srednyaya koronal'naya temperatura sostavlyaet ot 1 000 000 do 2 000 000 K, a maksimal'naya, v otdel'nyh uchastkah, ot 8 000 000 do 20 000 000 K[47]. Nesmotrya na takuyu vysokuyu temperaturu, ona vidna nevooruzhennym glazom tol'ko vo vremya polnogo solnechnogo zatmeniya, tak kak plotnost' veshestva v korone mala, a potomu nevelika i ee yarkost'. Neobychaino intensivnyi nagrev etogo sloya vyzvan, po-vidimomu, effektom magnitnogo peresoedineniya[47][48] i vozdeistviem udarnyh voln (sm. Problema nagreva korony). Forma korony menyaetsya v zavisimosti ot fazy cikla solnechnoi aktivnosti: v periody maksimal'noi aktivnosti ona imeet okrugluyu formu, a v minimume vytyanuta vdol' solnechnogo ekvatora. Poskol'ku temperatura korony ochen' velika, ona intensivno izluchaet v ul'trafioletovom i rentgenovskom diapazonah. Eti izlucheniya ne prohodyat skvoz' zemnuyu atmosferu, no v poslednee vremya poyavilas' vozmozhnost' izuchat' ih s pomosh'yu kosmicheskih apparatov. Izluchenie v raznyh oblastyah korony proishodit neravnomerno. Sushestvuyut goryachie aktivnye i spokoinye oblasti, a takzhe koronal'nye dyry s otnositel'no nevysokoi temperaturoi v 600 000 K, iz kotoryh v prostranstvo vyhodyat magnitnye silovye linii. Takaya (otkrytaya) magnitnaya konfiguraciya pozvolyaet chasticam besprepyatstvenno pokidat' Solnce, poetomu solnechnyi veter ispuskaetsya v osnovnom iz koronal'nyh dyr.

Vidimyi spektr solnechnoi korony sostoit iz treh razlichnyh sostavlyayushih, nazvannyh L, K i F komponentami (ili, sootvetstvenno, L-korona, K-korona i F-korona; eshe odno nazvanie L-komponenty E-korona[49]. K-komponenta nepreryvnyi spektr korony. Na ego fone do vysoty 910′ ot vidimogo kraya Solnca vidna emissionnaya L-komponenta. Nachinaya s vysoty okolo 3′ (uglovoi diametr Solnca okolo 30′) i vyshe viden fraungoferov spektr, takoi zhe kak i spektr fotosfery. On sostavlyaet F-komponentu solnechnoi korony. Na vysote 20′ F-komponenta dominiruet v spektre korony. Vysota 910′ prinimaetsya za granicu, otdelyayushuyu vnutrennyuyu koronu ot vneshnei. Izluchenie Solnca s dlinoi volny menee 20 nm, polnost'yu ishodit iz korony[49]. Eto oznachaet, chto, naprimer, na rasprostranennyh snimkah Solnca na dlinah voln 17,1 nm (171 Å), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å), vidna isklyuchitel'no solnechnaya korona s ee elementami, a hromosfera i fotosfera ne vidny. Dve koronal'nye dyry, pochti vsegda sushestvuyushie u severnogo i yuzhnogo polyusov Solnca, a takzhe drugie, vremenno poyavlyayushiesya na ego vidimoi poverhnosti, prakticheski sovsem ne ispuskayut rentgenovskoe izluchenie.



[Citirovat'][Otvetit'][Novoe soobshenie]
Forumy >> Obsuzhdenie publikacii Astroneta
Spisok  /  Derevo
Zagolovki  /  Annotacii  /  Tekst
Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya