Редактирование: Солнце

Перейти к навигации Перейти к поиску
Внимание: Вы не вошли в систему. Ваш IP-адрес будет общедоступен, если вы запишете какие-либо изменения. Если вы войдёте или создадите учётную запись, её имя будет использоваться вместо IP-адреса, наряду с другими преимуществами.

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.]]Солнце можно условно разделить на ряд физически различных зон: '''ядро''', в котором происходит энерговыделение, занимает 0,2 радиуса Солнца; после него вплоть до расстояния 0,69 радиуса Солнца следует '''зона лучистого переноса''', в которой вещество находится в состоянии гидростатического равновесия, а поток энергии передаётся в радиальном направлении от нижних слоёв к верхним за счёт поглощения и последующего излучения фотонов, частота которых, как и температура солнечного вещества, снижается по мере удаления от центра. Вся эта внутренняя часть Солнца вращается как твёрдое тело с периодом около 27 суток. Далее, в узком слое на расстоянии от 0,69 до 0,72 радиуса Солнца, который называется '''тахоклином''', происходит резкий переход к дифференциальному вращению, близкому к тому, что наблюдается на поверхности Солнца, и от механизма лучистого переноса энергии к конвективному. По современным представлениям, тахоклин играет важнейшую роль в генерации переменных магнитных полей на Солнце. Начиная с тахоклина температура солнечной плазмы уменьшается, а её непрозрачность возрастает настолько, что лучистый перенос оказывается неспособен переносить наверх поток энергии, выработанной в ядре, и с уровня 0,72 радиуса Солнца возникает развитая '''конвективная зона'''. Здесь перенос энергии производится конвекцией, то есть за счёт вертикального перемешивания вещества, при котором отдельные горячие элементы газа (плазмы) поднимаются наверх, перенося с собой тепловую энергию, расширяются и охлаждаются по мере подъёма, а затем, опускаясь в нижние более горячие слои, нагреваются, и процесс повторяется. Такой перенос энергии оказывается в несколько раз более эффективным, чем лучистый, и поток тепла на поверхности Солнца почти целиком переносится к фотосфере конвекцией.
[[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.]]
 
=== Атмосфера Солнца и солнечный магнетизм ===


[[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.
Пожалуйста, учтите, что любой ваш вклад в проект «Altermed Wiki» может быть отредактирован или удалён другими участниками. Если вы не хотите, чтобы кто-либо изменял ваши тексты, не помещайте их сюда.
Вы также подтверждаете, что являетесь автором вносимых дополнений, или скопировали их из источника, допускающего свободное распространение и изменение своего содержимого (см. Amwiki:Авторские права). НЕ РАЗМЕЩАЙТЕ БЕЗ РАЗРЕШЕНИЯ ОХРАНЯЕМЫЕ АВТОРСКИМ ПРАВОМ МАТЕРИАЛЫ!


Быстрая вставка: «» „“ | {{}} [[]] [] [[|]] {{|}} {{подст:}} <br> &nbsp; #REDIRECT [[]] [[Категория:]] {{DEFAULTSORT:}} [[Участник:]] {{u|}} {{ping|}} {{D-|}} [[d:|]] ~~~~

__NOTOC__ __TOC__ __FORCETOC__   [[ ()|]] [[ (фильм)|]] {{commonscat|}} [[wikt:]] [[Special:Diff/|]] [[Special:Permalink/|]] [[Special:Contributions/]]

Теги: <></> <!-- --> <blockquote></blockquote> <center></center> <code></code> <code><nowiki></nowiki></code> <gallery></gallery> <includeonly></includeonly> <math></math> <noinclude></noinclude> <nowiki></nowiki> <onlyinclude></onlyinclude> <poem></poem> <pre></pre> <s></s> <small></small> <syntaxhighlight lang=""></syntaxhighlight> <sub></sub> <sup></sup>

Разделы: == ==   === ===   === Итог ===  {{подст:Служебные разделы}}   == См. также ==   == Примечания == {{примечания}}  == Литература ==   == Ссылки ==

Шаблоны: {{tl|}} {{cl|}} {{clear}} {{lang-en|}} {{ref-en}} {{s|}} {{неоднозначность}} {{викифицировать}} {{переработать}} {{достоверность}} {{rq|}} {{div col}}{{div col end}} {{нет иллюстраций}} {{нарушение авторских прав|url=}} {{подст:L}} {{подст:предложение к удалению}} {{подст:короткая статья}} {{подст:перелить|}} {{закрыто}}{{закрыто-конец}} {{начало цитаты}}{{конец цитаты|источник=}} {{перенесено с||~~~~}} {{перенесено на||~~~~}} {{hello}}~~~~

Источники: <ref></ref> <ref name=""></ref> <ref name="" /> {{ref+||group=""}} {{подст:АИ}} {{подст:АИ2|}} {{подст:не АИ}} {{подст:отсутствие источников}} {{подст:отсутствие источников в разделе}} {{нет в источнике}}

Символы: ~ # @ § · ¡ ¿ \ ½ ¼ ¾ ± × ÷ ° ^ ¹ ² ³ £ ¥ $ ¢ © ® {{подст:ударение}}

Греческий алфавит: Α α Β β Γ γ Δ δ Ε ε Ζ ζ Η η Θ θ Ι Ϊ ι ϊ Κ κ Λ λ Μ μ Ν ν Ξ ξ Ο ο Π π Ρ ρ Σ σ ς Τ τ Υ Ϋ υ ϋ Φ φ Χ χ Ψ ψ Ω ω

Не копируйте тексты с других сайтов (исключения). Материалы, нарушающие авторские права, будут удалены. Убедитесь, что ваши правки основаны на данных, поддающихся проверке, и ссылайтесь на источники. Правьте смело, но для тестирования, пожалуйста, используйте «песочницу».

Шаблоны, используемые на этой странице: