Студопедия

КАТЕГОРИИ:

АвтомобилиАстрономияБиологияГеографияДом и садДругие языкиДругоеИнформатикаИсторияКультураЛитератураЛогикаМатематикаМедицинаМеталлургияМеханикаОбразованиеОхрана трудаПедагогикаПолитикаПравоПсихологияРелигияРиторикаСоциологияСпортСтроительствоТехнологияТуризмФизикаФилософияФинансыХимияЧерчениеЭкологияЭкономикаЭлектроника



Фотосфера.




Фотосферою називається шар сонячної атмосфери, який є основним джерелом неперервного випромінювання Сонця. Газ фотосфери частково прозорий і сонячне випромінювання йде на землю з різних глибин фотосфери. Згідно теоретичних розрахунків з глибини більш як 400 км світлове випромінювання не відбувається.

 

Інтенсивність випромінювання на краю диска значно менша ніж у центрі. Потемніння пояснюється збільшенням температури і поглинанням енергії з глибиною в фотосфері. Можно побачити, що в центрі диска ми сприймаємо випромінювання від глибших і більш гарячих шарів Сонця розрахунки показують, що на зовнішній межі фотосфери температура становить 4800 , а на внутрішній Т=8000 .

Таким чином, фотосфера являє собою порівняно тонкий шар газу з температурою 5000 на зовнішній поверхні і 8000 на внутрішній.

 

Грануляція. Конвективні процеси.

Фотосфера має зернисту будову. Ці окремі зерна називають гранулами. Кутові розміри гранул 1-2”, що відповідає довжині 750-1000 км. Гранули не стійкі утворення. Вони на 15-25% яскравіші за проміжки між ними. Це означає, що температура їх на 350-400 вища.

За допомогою спектрального аналізу встановлено, що гранули пов'язані з підніманням та опусканням газу в фотосфері Сонця. Конвекція в поверхневих шарах може початись з двох причин : 1) внаслідок збільшення непрозорості матерії з глибиною; 2) внаслідок зміни з глибиною ступеня іонізації.

Підрахунки показують, що конвекція в фотосфері настає тільки при певному ступені іонізації водню. Іонізація Н із глибиною зростає. Коли водень стає повністю іонізованим, конвекція припиняється. Конвекцією пояснюється грануляста структура фотосфери. Гранула ототожнюється з конвективною коміркою, в якій нагріта речовина піднімається вгору, а в проміжках між гранулами опускається до низу.

 

СОНЯЧНІ ПЛЯМИ І ФАКЕЛИ

Плями спостерігаються як поодинці так і групами. Спостерігалась пляма діаметром близько 185000 км.

Зароджуються плями у вигляді невеликого утворення в цей період вона називається порою. З часом її розміри збільшуються, а структура змінюється. Через 1-2 дні після виникнення в середній частині плями утворюється перетяжка і вона ділиться на дві , одна з яких (західна) вона називається ведучою, а друга – хвостовою. Така група називається біполярною групою тому що магнітні поля в обох групах мають протилежну полярність. Скоро після цього навколо ведучої а потім і хвостової плями менш темна напівтінь, яка має характерну радіальну структуру. Найбільший розвиток групи відбувається тоді ,коли навколо головних плям появляється багато дрібніших часто оточених спільною напівтінню. Після цього плями починають поступово зменшуватись і зчезають. При цьому розмір всієї активної області збільшується і вона “розповзається”. В центрі плями яскравість в 3-5 раз менша ніж поверхні Сонця. Ц означає що температура плями на 1000 менша за температуру фотосфери.



ПОХОДЖЕННЯ МАГНІТНИХ ПОЛІВ

 

Остаточної відповіді на це питання не має. Можливо, що внаслідок неоднорідності обертання Сонця виникає циркуляція газів, яка породжує магнітні вихори.

Невеликі магнітні поля, які існують поблизу плям підсилюють конвекцію. Це пояснюється тим, що слабке поле не може зупинити рух речовини, воно лише послаблює турбулентність і впорядковує рух газу чим підсилює конвекцію. Тому біля плям спостерігаються області великої яскравості які називаються факелами.



4.Спектр. Хімічний склад Сонця.

У видимій ділянці спектра Сонця виявлено понад 10000 ліній поглинання (ліній Фраунгофера). В області від 0.3 до 25мкм їх налічують до 30000. Значна частина цих ліній особливо в інфрачервоній частині спектра-це лінії телуричні (лінії, що утворились внаслідок поглинання світла Сонця молекулами газів атмосфери Землі).

За останні 30 років добре вивчено спектр в ультрафіолетовій і рентгенівській частині спектра.

У далекій ультрафіолетовій частині зареєстровано лінії випромінювання заліза які відповідають високим станам іонізації а також лінії інших високо іонізованих елементів.

Найінтенсивнішими у видимій частині спектра є лінії K і Ca, далі за інтенсивністю йдуть лінії водню, лінії магнію, заліза та інших елементів.

Всього у спектрі Сонця ототожнено лінії 72 хімічних елементів. Лінії поглинання He у спектрі Сонця відсутні. Цей елемент виявили за лініями випромінювання.

Аналіз інтенсивності спектральних ліній показав що за кількістю частинок відношення водню до гелію H:He=5:1,відношення атомів водню до кількості атомів металів близьке до 10000.

Водень становить 63% маси Сонця . Не-36%. Інші елементи-1%.


Дата добавления: 2014-12-03; просмотров: 33; Нарушение авторских прав







lektsii.com - Лекции.Ком - 2014-2021 год. (0.008 сек.) Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав
Главная страница Случайная страница Контакты