Редактирование: Солнце
Перейти к навигации
Перейти к поиску
Правка может быть отменена. Пожалуйста, просмотрите сравнение версий ниже, чтобы убедиться, что это нужная вам правка, и запишите страницу ниже, чтобы отменить правку.
Текущая версия | Ваш текст | ||
Строка 85: | Строка 85: | ||
=== Внутреннее строение Солнца === | === Внутреннее строение Солнца === | ||
[[Файл:Схема строения Солнца 30995.jpg|500px|мини|справа|Схема строения Солнца:<br>1 – ядро;<br>2 – зона лучистого переноса;<br>3 – конвективная зона;<br>4 – фотосфера;<br>5 – хромосфера;<br>6 – солнечная корона (в УФ-излучении);<br>7 – солнечная корона (в белом свете);<br>8 – солнечные пятна;<br>9 – протуберанец;<br>10 – корональный выброс массы.]] | [[Файл:Схема строения Солнца 30995.jpg|500px|мини|справа|Схема строения Солнца:<br>1 – ядро;<br>2 – зона лучистого переноса;<br>3 – конвективная зона;<br>4 – фотосфера;<br>5 – хромосфера;<br>6 – солнечная корона (в УФ-излучении);<br>7 – солнечная корона (в белом свете);<br>8 – солнечные пятна;<br>9 – протуберанец;<br>10 – корональный выброс массы.]] | ||
[[Файл:Гигантский петельный протуберанец 30996.jpg|500px|мини|справа|Гигантский петельный протуберанец. Вверху показан для сравнения земной шар. Снимок получен в 2011 космической обсерваторией «Solar Dynamics Observatory» (NASA).]]В '''фотосфере''' – узком слое толщиной всего около 300 км – следы конвекции, происходящей в нижележащих слоях, ещё видны в виде ячеистой [[грануляция|грануляции]] (размер гранулы около 10<sub>6</sub> м, время жизни около 10 минут), но непосредственно в фотосфере конвекция прекращается и здесь опять начинает доминировать лучистый перенос энергии. По мере удаления от нижней границы фотосферы вверх температура газа падает до 4400 К на высоте 560 км (температурный минимум), но далее температура газа снова начинает расти с высотой. В хромосфере, в верхней её части на уровне очень тонкого переходного слоя от хромосферы к короне, температура газа составляет уже 20 тысяч К, а затем она стремительно, на протяжении всего нескольких тысяч километров, вырастает до значений около 1 млн. К в '''солнечной короне'''. Это обусловлено тем, что в конвективной зоне и фотосфере присутствует, кроме электромагнитного излучения и горячей, хорошо проводящей электрический ток и постоянно перемешиваемой конвективными движениями плазмы, ещё один вид материи, обладающий определённой энергией, способный переносить эту энергию на большие расстояния и выделять её в других формах. Это – магнитное поле Солнца. Общее магнитное поле Солнца, имеющее в первом приближении структуру, близкую к дипольной, относительно невелико – всего 1–2 Гс [(1–2)·10<sub>–4</sub> Тл], то есть лишь в 2–4 раза больше, чем магнитное поле Земли, но в активных областях Солнца напряжённость магнитного поля составляет уже сотни Гс, а в солнечных пятнах – 2–4 кГс, и его локальная структура может быть очень сложной (перекрученные магнитные жгуты). Важнейшая роль магнитного поля на Солнце состоит в том, что все известные проявления солнечной активности [комплексы активности, активные области и их отд. элементы – [[солнечные пятна]], [[факелы]], [[солнечные вспышки]], [[протуберанцы]], [[корональные дыры]], [[корональные выбросы массы]] и др.] имеют магнитную природу (см. [[Солнечный магнетизм]]). Нагрев хромосферы и короны также обусловлен наличием на Солнце магнитного поля. Он может быть обеспечен как непосредственной диссипацией магнитной энергии при [[пересоединение магнитных силовых линий|пересоединениях магнитных силовых линий]] в мелкомасштабных [[токовый слой|токовых слоях]] (нановспышки), так и диссипацией энергии магнитогидродинамических волн, переносимых вдоль магнитного поля из-под фотосферы в вышележащие и сильноразреженные слои солнечной атмосферы. Детали механизма коронального нагрева пока не ясны, но общий смысл процесса не вызывает сомнений. | [[Файл:Гигантский петельный протуберанец 30996.jpg|500px|мини|справа|Гигантский петельный протуберанец. Вверху показан для сравнения земной шар. Снимок получен в 2011 космической обсерваторией «Solar Dynamics Observatory» (NASA).]]В '''фотосфере''' – узком слое толщиной всего около 300 км – следы конвекции, происходящей в нижележащих слоях, ещё видны в виде ячеистой [[грануляция|грануляции]] (размер гранулы около 10<sub>6</sub> м, время жизни около 10 минут), но непосредственно в фотосфере конвекция прекращается и здесь опять начинает доминировать лучистый перенос энергии. По мере удаления от нижней границы фотосферы вверх температура газа падает до 4400 К на высоте 560 км (температурный минимум), но далее температура газа снова начинает расти с высотой. В хромосфере, в верхней её части на уровне очень тонкого переходного слоя от хромосферы к короне, температура газа составляет уже 20 тысяч К, а затем она стремительно, на протяжении всего нескольких тысяч километров, вырастает до значений около 1 млн. К в '''солнечной короне'''. Это обусловлено тем, что в конвективной зоне и фотосфере присутствует, кроме электромагнитного излучения и горячей, хорошо проводящей электрический ток и постоянно перемешиваемой конвективными движениями плазмы, ещё один вид материи, обладающий определённой энергией, способный переносить эту энергию на большие расстояния и выделять её в других формах. Это – магнитное поле Солнца. Общее магнитное поле Солнца, имеющее в первом приближении структуру, близкую к дипольной, относительно невелико – всего 1–2 Гс [(1–2)·10<sub>–4</sub> Тл], то есть лишь в 2–4 раза больше, чем магнитное поле Земли, но в активных областях Солнца напряжённость магнитного поля составляет уже сотни Гс, а в солнечных пятнах – 2–4 кГс, и его локальная структура может быть очень сложной (перекрученные магнитные жгуты). Важнейшая роль магнитного поля на Солнце состоит в том, что все известные проявления солнечной активности [комплексы активности, активные области и их отд. элементы – [[солнечные пятна]], [[факелы]], [[солнечные вспышки]], [[протуберанцы]], [[корональные дыры]], [[корональные выбросы массы]] и др.] имеют магнитную природу (см. [[Солнечный магнетизм]]). Нагрев хромосферы и короны также обусловлен наличием на Солнце магнитного поля. Он может быть обеспечен как непосредственной диссипацией магнитной энергии при [[пересоединение магнитных силовых линий|пересоединениях магнитных силовых линий]] в мелкомасштабных [[токовый слой|токовых слоях]] (нановспышки), так и диссипацией энергии магнитогидродинамических волн, переносимых вдоль магнитного поля из-под фотосферы в вышележащие и сильноразреженные слои солнечной атмосферы. Детали механизма коронального нагрева пока не ясны, но общий смысл процесса не вызывает сомнений. |