Хромосфера і корона сонця
Хромосфера це неоднорідний за структурою шар сонячної атмосфери, розташований безпосередньо над фотосферою. Назва походить від др.греч. χρομα - колір, σφαιρα - куля, сфера, «сфера кольору». Хромосфера названа так за свою червонувато-фіолетове забарвлення. Вона видно під час повного сонячного затемнення як клочковатое яскраве кільце навколо чорного диска Місяця, тільки що затьмарить Сонце.
Хромосфера досить неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків (спікули), які надають їй вид палаючої трави. Температура цих хромосферних струменів в два-три рази вище, ніж у фотосфері, а щільність в сотні тисяч разів менше.
Загальна протяжність хромосфери 10-15 тис. Кілометрів. Температура хромосфери зростає з висотою від 6000 К до приблизно 20 000 К. При такій температурі в хромосфері Сонця формується інтенсивне випромінювання в лініях атома водню, зокрема в лінії H-альфа.
Однією з найбільш цікавих деталей, які можна спостерігати в хромосфері на зображеннях в лінії H-альфа, єпротуберанці. що представляють собою області щільної холодної плазми, що проникають високо в корону і з цієї причини видимі над сонячним німбом. Випромінювання хромосфери Сонця в лінії H-альфа лежить у видимій області спектра і має яскравий червоний колір.
Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль і магнітних полів, проникаючих в неї з конвективної зони. Речовина нагрівається приблизно так само, як якщо б це відбувалося в гігантській мікрохвильової печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішають зіткнення між ними, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовина стає гарячої іонізованої плазмою. Ці ж фізичні процеси підтримують і надзвичайно високу температуру самих зовнішніх шарів сонячної атмосфери, які розташовані вище хромосфери.
фраунгоферові лінії у видимій частині спектру ЕМ-хвиль
Багато деталей на поверхні хромосфери також видно в лінії випромінювання іонізованого кальцію Ca II, розташованої в фіолетовою частини сонячного спектра. Це випромінювання виявлено і на інших зірках сонячного типу. Завдяки цьому ми тепер знаємо не тільки про хромосфере Сонця, а й про хромосфере далеких зірок.
(Джерело: Сонячна космічна обсерваторія ТЕСИС)
хромосфера в лінії випромінювання Hα
з довжиною хвилі λ = 6562,8 Å
хромосфера в лінії випромінювання іонізованого кальцію Ca II
з довжиною хвилі λ = 3934 Å (Лінія К)
фотосфера
Т = 6500 До
видно смолоскипи і групи плям
лінія іонізованого гелію
λ = 3040 Å (304 нм), He II,
(Ультрафіолет) Т = 80 000 К,
видно хромосферні сітка, яскраві флоккули і волокна
лінія іонізованого заліза
λ = 1710 Å (171 нм), Fe IX, X, (ультрафіолет) T = 1 300 000 K.
видно перехідний шар між хромосферою і короною, АТ,
корональні діри
лінія іонізованого заліза
λ = 1950 Å (195 нм), Fe XII, (ультрафіолет) Т = 1 600 000 К,
видна структура спокійній корони
лінія іонізованого заліза
λ = 2840 Å (284 нм). Fe XV,
(Ультрафіолет) T = 2 000 000 K,
видна структура активних областей в короні: яскраві поля флоккулов, яскраві рентгенівські точки і дуги.
Всі 6 знімків, розташованих вище, отримані від сонячної обсерваторії SOHO. Ви можете подивитися зображення Сонця на поточну дату (-1 день), використовуючи спеціальний браузер. створений Крістіаном Ларсеном (Kristian Pontoppidan Larsen). Він - фахівець з прикладної фізики з Данії і шанувальник SOHO, якому подобається створювати прикладні web-програми та вивчати зв'язок між Сонцем, погодою і кліматом.
Пояснення до програми К. Ларсена:
Повзунок шкали, розташованої відразу під зображенням Сонця, ви можете розглянути Сонце в 4 лініях спектра з фіксованою температурою сонячної речовини, а так само в проміжках між ними. Завершують шкалу зображення, одержані за допомогою приладу Michelson Doppler Imager (MDI). Цей інструмент отримує карти магнітного поля Сонця і швидкостей речовини на висоті формування лінії спостережень). MDI-Cont в лінії іонізованого нікелю Ni I з довжиною хвилі λ = 6768 Å (676,8 нм), на яких можна бачити сонячні плями, і MDI-Mag - магнітограми сонячної поверхні з чорно-білим зображенням полярності плям. Зараз (12.09.09) великих плям на Сонці немає, але маленькі освіти все ж видно.
EIT (Extreme ultraviolet Imaging Telescope) - зображення екстремального ультрафіолетового телескопа. Зображення сонячної атмосфери представлені в декількох довжинах хвиль, і тому, показують сонячний матеріал при різних температурах.
У зображеннях, з довжиною хвилі λ = 3040 Å (304 нм),
представлений яскравий матеріал з температурою 60 000-80 000 кельвінів.
Чим вище температура, тим вище розташований даний шар в сонячній атмосфері.
При λ = 1710 Å (171 нм), Т = 1 000 000 К.
при λ = 1950 Å (195 нм), Т = 1 500 000 К.
при λ = 2840 Å (284 нм), Т = 2 000 000 К.
Часто під час затемнень над поверхнею Сонця можна спостерігати вигадливої форми «фонтани», «хмари», «воронки», «кущі», «арки» та інші яскраво світяться освіти з хромосферного речовини. А не чекаючи затемнень - за допомогою спектрографа або фільтра, що виділяє із загального потоку сонячного випромінювання лінію H-альфа, на поверхні хромосфери Сонця можна побачити безліч цікавих деталей: яскраві флокули навколо сонячних плям, темні волокна, що лежать на диску, і протуберанці над сонячним німбом . Це самі грандіозні освіти сонячної атмосфери.
Вони бувають нерухомими або повільно змінюються, оточеними плавними вигнутими струменями, які втікають в хромосферу або випливають з неї, піднімаючись на десятки і сотні тисяч кілометрів. При спостереженні в червоній спектральної лінії, що випромінюється атомами водню, вони здаються на тлі сонячного диска темними, довгими і зігнутими волокнами.
Протуберанці мають приблизно ту ж саму щільність і температуру, що і хромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені більш високими, сильно розрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають в хромосферу тому, що їх речовина підтримується магнітними полями активних областей Сонця.
Жансен (Janssen) П'єр Жюль Сезар
(1824-1907)
Локьер (Lockyer)
Джозеф Норман
(1836-1920)
У момент, коли блискучий диск Сонця був повністю закритий Місяцем, Жансен, досліджуючи за допомогою спектроскопа оранжево-червоні язики полум'я, що виривалися з поверхні Сонця, побачив у спектрі, крім трьох знайомих ліній водню: червоною, зелено-блакитний та синій, нову, незнайому - яскраво-жовту. Жодне з речовин, відомих хімікам того часу, не мало такої лінії в тій частині спектру, де її виявив П'єр Жюль Жансен.
Таке ж відкриття, незалежно від Жансена, але у себе вдома, в Англії, зробив Норман Лок'єр (Lockyer, Joseph Norman).
Це нова речовина, знайдене на поверхні Сонця за допомогою спектроскопа, через два роки Локьер спільно з англійським хіміком Едвардом Франкланда, у співпраці з яким він працював, запропонував називати «гелій» від грецького слова «сонце» - «Геліос».
Такий збіг матеріалів робіт свідчило про об'єктивний характер відкриття нового хімічного речовини. Академіки, уражені таким дивним збігом, постановили викарбувати на честь відкриття речовини сонячних смолоскипів (протуберанців) золоту медаль.
Для спостереження щілину спектроскопа розташовують так, щоб вона перетинала край Сонця, і якщо поблизу нього знаходиться протуберанець, то можна помітити спектр його випромінювання. Направляючи щілину на різні ділянки протуберанця або хромосфери, можна вивчити їх по частинах. Спектр протуберанців, як і хромосфери, складається з яскравих ліній, головним чином водню, гелію і кальцію. Лінії випромінювання інших хімічних елементів теж присутні, але вони набагато слабкіше.
Деякі протуберанці, пробувши тривалий час без помітних змін, раптово як би вибухають, і речовина їх зі швидкістю в сотні кілометрів на секунду викидається в міжпланетний простір. Вид хромосфери також часто змінюється, що вказує на безперервний рух складових її газів.
Іноді щось схоже на вибухи відбувається в дуже невеликих за розміром областях атмосфери Сонця. Це так звані хромосферні спалаху. Вони тривають зазвичай кілька десятків хвилин. Під час спалахів в спектральних лініях водню, гелію, іонізованого кальцію і деяких інших елементів світіння окремої ділянки хромосфери раптово збільшується в десятки разів. Особливо сильно зростає ультрафіолетове і рентгенівське випромінювання: часом його потужність в кілька разів перевищує загальну потужність випромінювання Сонця в цій короткохвильової області спектра до спалаху.
Плями, факели, протуберанці, хромосферні спалаху - все це прояви сонячної активності. З підвищенням активності число цих утворень на Сонце стає більше. У хромосфері можна спостерігати появу і зникнення поствспишечних магнітних петель. Природа цих процесів і дослідження їх особливостей є одним з важливих предметів сучасної фізики Сонця.