К статье "Условия возникновения солнечной вспышки".

Токовой системой, образующейся в предвспышечном состоянии в короне над активной областью, является токовый слой.

Кто-нибудь ответит на вопрос, что является причиной возникновения тока? Следует полагать, что причиной тока является разность потенциалов. Если это так, то как возникает эта разность потенциалов?!

Солнечная вспышка

Солнечная вспышка, фотография спутника Hinode. Наблюдается как две узких, ярких структуры около южной части солнечного пятна.

Со́лнечная вспы́шка взрывной процесс выделения энергии (световой, тепловой и кинетической) в атмосфере Солнца. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу, хромосферу и корону Солнца. Необходимо отметить, что солнечные вспышки и корональные выбросы массы являются различными и независимыми явлениями солнечной активности.

Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиардов мегатонн в тротиловом эквиваленте. Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в линии излучения водорода Н_α, характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника.

В последние годы часто используют также классификацию, основанную на патрульных однородных измерениях на серии ИСЗ, главным образом GOES^[1], амплитуды теплового рентгеновского всплеска в диапазоне энергий 0,5-10 кэВ (с длиной волны 0,58 ангстрем). Классификация была предложена в 1970 году Д.Бейкером и первоначально основывалась на измерениях спутников Solrad^[2]. По этой классификации солнечной вспышке присваивается балл обозначение из латинской буквы и индекса за ней. Буквой может быть A, B, C, M или X в зависимости от величины достигнутого вспышкой пика интенсивности рентгеновского излучения^[3]:

Вспышка класса M6 (по другим данным M5.5) 8 сентября 2011 года, которая предшествовала вспышке класса Х2.2.

Индекс уточняет значение интенсивности вспышки и может быть от 1,0 до 9,9 для букв A, B, C, M и более для буквы X. Так, например, вспышка 12 февраля 2010 года балла M8.3 соответствует пиковой интенсивности 8,3×10⁻⁵ Вт/м². Самой мощной (по состоянию на 2010 год) зарегистрированной с 1976 года^[4] вспышке, произошедшей 4 ноября 2003 года, был присвоен балл X28^[5], таким образом, интенсивность ее рентгеновского излучения в пике составляла 28×10⁻⁴ Вт/м². Следует заметить, что регистрация рентгеновского излучения Солнца, так как оно полностью поглощается атмосферой Земли, стала возможной начиная с первого запуска космического аппарата Спутник-2 с соответствующей аппаратурой^[6], поэтому данные об интенсивности рентгеновского излучения солнечных вспышек до 1957 года полностью отсутствуют.

Измерения в разных диапазонах длин волн отражают разные процессы во вспышках. Поэтому корреляция между двумя индексами вспышечной активности существует только в статистическом смысле, так для отдельных событий один индекс может быть высоким, а второй низким и наоборот.

Солнечные вспышки, как правило, происходят в местах взаимодействия солнечных пятен противоположной магнитной полярности или, более точно, вблизи нейтральной линии магнитного поля, разделяющей области северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы 11-летнего солнечного цикла.

Солнечные вспышки имеют прикладное значение, например, при исследовании элементного состава поверхности небесного тела с разреженной атмосферой или при её отсутствии, выступая в роли возбудителя рентгеновского излучения для рентгенофлуоресцентных спектрометров, установленных на борту космических аппаратов.

Солнечная вспышка

Солнечная вспышка, фотография спутника Hinode. Наблюдается как две узких, ярких структуры около южной части солнечного пятна.

Со́лнечная вспы́шка взрывной процесс выделения энергии (световой, тепловой и кинетической) в атмосфере Солнца. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу, хромосферу и корону Солнца. Необходимо отметить, что солнечные вспышки и корональные выбросы массы являются различными и независимыми явлениями солнечной активности.

Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиардов мегатонн в тротиловом эквиваленте. Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в линии излучения водорода Н_α, характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника.

В последние годы часто используют также классификацию, основанную на патрульных однородных измерениях на серии ИСЗ, главным образом GOES^[1], амплитуды теплового рентгеновского всплеска в диапазоне энергий 0,5-10 кэВ (с длиной волны 0,58 ангстрем). Классификация была предложена в 1970 году Д.Бейкером и первоначально основывалась на измерениях спутников Solrad^[2]. По этой классификации солнечной вспышке присваивается балл обозначение из латинской буквы и индекса за ней. Буквой может быть A, B, C, M или X в зависимости от величины достигнутого вспышкой пика интенсивности рентгеновского излучения^[3]:

Вспышка класса M6 (по другим данным M5.5) 8 сентября 2011 года, которая предшествовала вспышке класса Х2.2.

Индекс уточняет значение интенсивности вспышки и может быть от 1,0 до 9,9 для букв A, B, C, M и более для буквы X. Так, например, вспышка 12 февраля 2010 года балла M8.3 соответствует пиковой интенсивности 8,3×10⁻⁵ Вт/м². Самой мощной (по состоянию на 2010 год) зарегистрированной с 1976 года^[4] вспышке, произошедшей 4 ноября 2003 года, был присвоен балл X28^[5], таким образом, интенсивность ее рентгеновского излучения в пике составляла 28×10⁻⁴ Вт/м². Следует заметить, что регистрация рентгеновского излучения Солнца, так как оно полностью поглощается атмосферой Земли, стала возможной начиная с первого запуска космического аппарата Спутник-2 с соответствующей аппаратурой^[6], поэтому данные об интенсивности рентгеновского излучения солнечных вспышек до 1957 года полностью отсутствуют.

Измерения в разных диапазонах длин волн отражают разные процессы во вспышках. Поэтому корреляция между двумя индексами вспышечной активности существует только в статистическом смысле, так для отдельных событий один индекс может быть высоким, а второй низким и наоборот.

Солнечные вспышки, как правило, происходят в местах взаимодействия солнечных пятен противоположной магнитной полярности или, более точно, вблизи нейтральной линии магнитного поля, разделяющей области северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы 11-летнего солнечного цикла.

Солнечные вспышки имеют прикладное значение, например, при исследовании элементного состава поверхности небесного тела с разреженной атмосферой или при её отсутствии, выступая в роли возбудителя рентгеновского излучения для рентгенофлуоресцентных спектрометров, установленных на борту космических аппаратов.

Солнце

Основные характеристики
Среднее расстояние от Земли	149,6106 км[1] (8,31 световых минут) 1 а. е.
Видимая звёздная величина (V)	−26,74m[1]
Абсолютная звёздная величина	4,83m[1]
Спектральный класс	G2V
Параметры орбиты
Расстояние от центра Галактики	~2,51020 м (26000св.лет)
Расстояние от плоскости Галактики	~4,61017 м (48св.лет)
Галактический период обращения	2,252,50108 лет
Скорость	~2,2105 м/с[2] (на орбите вокруг центра Галактики) 19,4 км/с[1] (относительно соседних звёзд)
Физические характеристики
Средний диаметр	1,392109 м (109 диаметров Земли)[1]
Экваториальный радиус	6,9551108 м[3]
Длина окружности экватора	4,37001109 м[3]
Полярное сжатие	910−6
Площадь поверхности	6,078771018 м² (11 917,607 площадей Земли)[3]
Объём	1,409271027 м³ (1 301 018,805 объёмов Земли)[3]
Масса	1,98911030 кг (332 982 масс Земли)[1]
Средняя плотность	1409 кг/м³[3]
Ускорение свободного падения на экваторе	274,0 м/с²[1][3] (27,96 g[3])
Вторая космическая скорость (для поверхности)	617,7 км/с (55,2 земных)[3]
Эффективная температура поверхности	5778 К[1]
Температура короны	~1 500 000 К
Температура ядра	~13 500 000 К
Светимость	3,8461026 Вт[1] (~3,751028 Лм)
Яркость	2,009107 Вт/м²/ср
Характеристики вращения
Наклон оси	7,25[1][3] (относительно плоскости эклиптики) 67,23 (относительно плоскости Галактики)
Прямое восхождение северного полюса	286,13[4] (19 ч 4 мин 30 с)
Склонение северного полюса	+63,87[4]
Сидерический период вращения внешних видимых слоёв (на широте 16)	25,38 дней[1] (25 дней 9 ч 7 мин 13 с)[4]
(на экваторе)	25,05 дней[1]
(у полюсов)	34,3 дней[1]
Скорость вращения внешних видимых слоёв (на экваторе)	7284 км/ч
Состав фотосферы[5][6]
Водород	73,46%
Гелий	24,85%
Кислород	0,77%
Углерод	0,29%
Железо	0,16%
Неон	0,12%
Азот	0,09%
Кремний	0,07%
Магний	0,05%
Сера	0,04%

Со́лнце (астр. ☉) единственная звезда Солнечной системы. Вокруг Солнца обращаются другие объекты этой системы: планеты и их спутники, карликовые планеты и их спутники, астероиды, метеориты, кометы и космическая пыль. Масса Солнца составляет 99,866% от суммарной массы всей Солнечной системы^[7]. Солнечное излучение поддерживает жизнь на Земле^[8] (свет необходим для начальных стадий фотосинтеза), определяет климат. Солнце состоит из водорода (~73% от массы и ~92% от объёма), гелия (~25% от массы и ~7% от объёма^[9]) и других элементов с меньшей концентрацией: железа, никеля, кислорода, азота, кремния, серы, магния, углерода, неона, кальция и хрома^[10]. На 1млн атомов водорода приходится 98 000 атомов гелия, 851 атом кислорода, 398 атомов углерода, 123 атома неона, 100 атомов азота, 47 атомов железа, 38 атомов магния, 35 атомов кремния, 16 атомов серы, 4 атома аргона, 3 атома алюминия, по 2 атома никеля, натрия и кальция, а также совсем немного всех прочих элементов. Средняя плотность Солнца составляет 1,4г/см³. По спектральной классификации Солнце относится к типу G2V (жёлтый карлик). Температура поверхности Солнца достигает 6000 К. Поэтому Солнце светит почти белым светом, но прямой свет Солнца у поверхности нашей планеты приобретает некоторый жёлтый оттенок из-за более сильного рассеяния и поглощения коротковолновой части спектра атмосферой Земли (при ясном небе, вместе с голубым рассеянным светом от неба, солнечный свет вновь даёт белое освещение).

Солнечный спектр содержит линии ионизированных и нейтральных металлов, а также ионизированного водорода. В нашей галактике Млечный Путь насчитывается свыше 100 миллиардов звёзд^[11]. При этом 85% звёзд нашей галактики это звёзды, менее яркие, чем Солнце (в большинстве своём красные карлики). Как и все звёзды главной последовательности, Солнце вырабатывает энергию путём термоядерного синтеза. В случае Солнца подавляющая часть энергии вырабатывается при синтезе гелия из водорода.

Удалённость Солнца от Земли, 149 миллионов 600 тысяч километров, приблизительно равна астрономической единице, а видимый угловой диаметр при наблюдении с Земли, как и у Луны, чуть больше полградуса (3132 минуты). Солнце находится на расстоянии около 26 000 световых лет от центра Млечного Пути и вращается вокруг него, делая один оборот более чем за 200 миллионов лет^[12]. Орбитальная скорость Солнца равна 217км/с таким образом, оно проходит один световой год за 1400 земных лет, а одну астрономическую единицу за 8 земных суток^[13]. В настоящее время Солнце находится во внутреннем крае рукава Ориона нашей Галактики, между рукавом Персея и рукавом Стрельца, в так называемом Местном межзвёздном облаке области повышенной плотности, расположенной, в свою очередь, в имеющем меньшую плотность Местном пузыре зоне рассеянного высокотемпературного межзвёздного газа. Из звёзд, принадлежащих 50 самым близким звёздным системам в пределах 17 световых лет, известным в настоящее время, Солнце является четвёртой по яркости звездой (его абсолютная звёздная величина +4,83^m).

Структура

Внутреннее строение Солнца

Строение Солнца. В центре Солнца находится солнечное ядро. Фотосфера это видимая поверхность Солнца, которая и является основным источником излучения. Солнце окружает солнечная корона, которая имеет очень высокую температуру, однако она крайне разрежена, поэтому видима невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения.

Солнечное ядро

Центральная часть Солнца с радиусом примерно 150175 тыс. км (то есть 2025% от радиуса Солнца), в которой идут термоядерные реакции, называется солнечным ядром^[32]. Плотность вещества в ядре составляет примерно 150 000 кг/м³^[33] (в 150 раз выше плотности воды и в ~6,6 раз выше плотности самого плотного металла на Земле осмия), а температура в центре ядра более 14 млн К. Анализ данных, проведённый миссией SOHO, показал, что в ядре скорость вращения Солнца вокруг своей оси значительно выше, чем на поверхности^[32][20]. В ядре осуществляется протон-протонная термоядерная реакция, в результате которой из четырёх протонов образуется гелий-4^[34]. При этом каждую секунду в излучение превращаются 4,26млн тонн вещества, однако эта величина ничтожна по сравнению с массой Солнца 210²⁷ тонн. Мощность, выделяемая различными зонами ядра, зависит от их расстояния до центра Солнца. В самом центре она достигает, согласно теоретическим оценкам, 276,5 Вт/м³^[35]. Таким образом, на объём человека (0,05 м³) приходится выделение тепла 285 Ккал/день (1192 кДж/день), что на порядок меньше удельного тепловыделения живого бодрствующего человека. Удельное же тепловыделение всего объёма Солнца ещё на два порядка меньше. Благодаря столь скромному удельному энерговыделению запасов топлива (водорода) хватает на несколько миллиардов лет поддержания термоядерной реакции.

Ядро единственное место на Солнце, в котором энергия и тепло получается от термоядерной реакции, остальная часть звезды нагрета этой энергией. Вся энергия ядра последовательно проходит сквозь слои, вплоть до фотосферы, с которой излучается в виде солнечного света и кинетической энергии^[36][37].

Зона лучистого переноса

Над ядром, на расстояниях примерно от 0,20,25 до 0,7 радиуса Солнца от его центра, находится зона лучистого переноса. В этой зоне перенос энергии происходит главным образом с помощью излучения и поглощения фотонов. При этом направление каждого конкретного фотона, излучённого слоем плазмы, никак не зависит от того, какие фотоны плазмой поглощались, поэтому он может как проникнуть в следующий слой плазмы в лучистой зоне, так и переместиться назад, в нижние слои. Из-за этого промежуток времени, за который многократно переизлучённый фотон (изначально возникший в ядре) достигает конвективной зоны, может измеряться миллионами лет. В среднем этот срок составляет для Солнца 170 тыс. лет^[38].

Перепад температур в данной зоне составляет от 2 млн К на поверхности до 7 млн К в глубине^[39]. При этом в данной зоне отсутствуют макроскопические конвекционные движения, что говорит о том, что адиабатический градиент температуры в ней больше, чем градиент лучевого равновесия^[40]. Для сравнения, в красных карликах давление не может препятствовать перемешиванию вещества и зона конвекции начинается сразу от ядра. Плотность вещества в данной зоне колеблется от 0,2 (на поверхности) до 20 (в глубине) плотностей воды^[39].

Конвективная зона Солнца

Ближе к поверхности Солнца температуры и плотности вещества уже недостаточно для полного переноса энергии путём переизлучения. Возникает вихревое перемешивание плазмы, и перенос энергии к поверхности (фотосфере) совершается преимущественно движениями самого вещества. С одной стороны, вещество фотосферы, охлаждаясь на поверхности, погружается вглубь конвективной зоны. С другой стороны, вещество в нижней части получает излучение из зоны лучевого переноса и поднимается наверх, причём оба процесса идут со значительной скоростью. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца толщиной примерно 200 000км, где она происходит, конвективной зоной. По мере приближения к поверхности температура падает в среднем до 5800 К, а плотность газа до менее 1/1000 плотности земного воздуха^[39].

По современным данным, её роль в физике солнечных процессов исключительно велика, так как именно в ней зарождаются разнообразные движения солнечного вещества. Термики в конвекционной зоне вызывают на поверхности гранулы (которые по сути являются вершинами термиков) и супергрануляцию. Скорость потоков составляет в среднем 12км/с, а максимальные её значения достигают 6км/с. Время жизни гранулы составляет 1015 минут, что сопоставимо по времени с периодом, за который газ может однократно обойти вокруг гранулы. Следовательно, термики в конвекционной зоне находятся в условиях, резко отличных от условий, способствующих возникновению ячеек Бенара^[41]. Также движения в этой зоне вызывают эффект магнитного динамо и, соответственно, порождают магнитное поле, имеющее сложную структуру^[39].

Атмосфера Солнца

Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode. Получено 12 января 2007 года.

Фотосфера

Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствует оптической толщине приблизительно в 2/3 единиц^[42]. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100^[43] до 400 км^[1]. Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца, излучение же из более глубоких слоёв до неё уже не доходит. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 К до 4400 К^[1]. Эффективная температура фотосферы в целом составляет 5778 К^[1]. Она может быть рассчитана по закону Стефана Больцмана, согласно которому мощность излучения абсолютно чёрного тела прямо пропорциональна четвёртой степени температуры тела. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, по которой определяются размеры Солнца, расстояние от Солнца ит.д. Так как газ в фотосфере является относительно разреженным, то скорость его вращения много меньше скорости вращения твёрдых тел^[43]. При этом газ в экваториальной и полярных областях, движется неравномерно на экваторе он делает оборот за 24 дня, на полюсах за 30 дней^[43].

Хромосфера

Хромосфера (от др.-греч. χρομα цвет, σφαίρα шар, сфера) внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу^[44]. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в видимом спектре хромосферы доминирует красная H-альфа линия излучения водорода из серии Бальмера. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 6070 тыс.^[45] Из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Секки, наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К (область температур больше 10 000 К относительно невелика)^[44].

Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Её можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Кроме уже упомянутой линии H-альфа с длиной волны 656,3 нм, фильтр также может быть настроен на линии Ca II K (393,4 нм) и Ca II H (396,8 нм). Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях^[46]:

• хромосферная сетка, покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки супергрануляции размером до 30 тыс. км в поперечнике;
• флоккулы светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к районам с сильными магнитными полями активным областям, часто окружают солнечные пятна;
• волокна и волоконца (фибриллы) тёмные линии различной ширины и протяжённости, как и флоккулы, часто встречаются в активных областях.

Корона

Солнечная корона во время солнечного затмения 1999 года.

Снимок Солнца 9 апреля 2013 года. Иллюстрация NASA/SDO.

Корона последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 000 000 до 2 000 000 К, а максимальная, в отдельных участках, от 8 000 000 до 20 000 000 К^[47]. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость. Необычайно интенсивный нагрев этого слоя вызван, по-видимому, эффектом магнитного пересоединения^[47][48] и воздействием ударных волн (см. Проблема нагрева короны). Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Эти излучения не проходят сквозь земную атмосферу, но в последнее время появилась возможность изучать их с помощью космических аппаратов. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 К, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая (открытая) магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.

Видимый спектр солнечной короны состоит из трёх различных составляющих, названных L, K и F компонентами (или, соответственно, L-корона, K-корона и F-корона; ещё одно название L-компоненты E-корона^[49]. K-компонента непрерывный спектр короны. На его фоне до высоты 910′ от видимого края Солнца видна эмиссионная L-компонента. Начиная с высоты около 3′ (угловой диаметр Солнца около 30′) и выше виден фраунгоферов спектр, такой же как и спектр фотосферы. Он составляет F-компоненту солнечной короны. На высоте 20′ F-компонента доминирует в спектре короны. Высота 910′ принимается за границу, отделяющую внутреннюю корону от внешней. Излучение Солнца с длиной волны менее 20 нм, полностью исходит из короны^[49]. Это означает, что, например, на распространённых снимках Солнца на длинах волн 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видна исключительно солнечная корона с её элементами, а хромосфера и фотосфера не видны. Две корональные дыры, почти всегда существующие у северного и южного полюсов Солнца, а также другие, временно появляющиеся на его видимой поверхности, практически совсем не испускают рентгеновское излучение.

Видео на память огненная пляска на Солнце, запечатленная SDO...

02 05/13		Просмотров: 1794 Автор: NASA || Оригинальная версия
Следуйте за нами в группах
		За три года, прошедшие с момента, когда были переданы первые снимки Солнца весной 2010 года, Обсерватория солнечной динамики (SDO), НАСА, собрала свидетельства практически непрерывного роста солнечной активности, которая приближается к своему максимуму, пику солнечной активности, наблюдаемому в регулярно повторяющихся 11-летних циклах солнечной активности. Этот видеоматериал отображает плоды трехлетнего периода наблюдений SDO за процессами, происходящими на Солнце, с выборкой два изображения в день...

Видео на память огненная пляска на Солнце, запечатленная SDO...

02 05/13		Рубрика: Статьи NASA на русском Автор: NASA	Просмотров: 1794 Оригинальная версия
		За три года, прошедшие с момента, когда были переданы первые снимки Солнца весной 2010 года, Обсерватория солнечной динамики (SDO), НАСА, собрала свидетельства практически непрерывного роста солнечной активности, которая приближается к своему максимуму, пику солнечной активности, наблюдаемому в регулярно повторяющихся 11-летних циклах солнечной активности. Этот видеоматериал отображает плоды трехлетнего периода наблюдений SDO за процессами, происходящими на Солнце, с выборкой два изображения в день... Подробнее