Какие самые яркие линии в оптическом спектре хромосферы кратко
Обновлено: 04.07.2024
Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы.
Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов - и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы "фонтаны", "облака", "воронки", "кусты", "арки" и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окружёнными плавными изогнутыми струями, которые втекают в хромосферу или вытекают из неё, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы - протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска тёмными, длинными и изогнутыми волокнами.
Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца.
Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по частям. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.
Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих её газов.
Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки.
Для понимания дальнейшего изложения необходимо хотя бы немного познакомиться с физикой процессов, происходящих в солнечной атмосфере. Чтобы не прибегать каждый раз к разъяснениям по различным проблемам, рассмотрим здесь строение атмосферы и различные проявления солнечной активности. Большее внимание, естественно, уделим тем вопросам физики Солнца, которые используются (или начинают использоваться) для истолкования явлений, происходящих на звездах, при объяснении активности в их внешних атмосферах.
В центральных частях Солнца в результате ядерных реакций превращения водорода в гелий (ядерного горения водорода) выделяется громадная энергия, которую уносят фотоны жесткого электромагнитного излучения. Они путешествуют из центра наружу, многократно рассеиваясь, и примерно за 1 млн. лет достигают расстояния около 0,8 Rс (где Rс — радиус Солнца). Дальнейшему же их продвижению будет мешать то, что вследствие падения температуры полная ионизация водорода (основного элемента Вселенной и Солнца тоже) сменяется частичной, а такой газ сильно непрозрачен для фотонов, переносящих основную энергию.
Поглощение фотонов приводит к нагреву газа, и поэтому в вышележащих слоях развивается система конвективных движений, т. е, перемещения вещества вдоль радиуса Солнца. Причины появления конвекции здесь те же, что и при появлении подобных движений в поставленной на плиту кастрюле с жидкой рисовой кашей. Правда, имеются и некоторые особенности, присущие развитию явлений в газах. Во всяком случае, начиная с расстояния около 0,8 Rс от центра и до почти самой поверхности Солнца энергия, производимая ядерным горением, переносится движущимися массами газа (явление солнечной грануляции и есть отражение этой конвекции).
В поверхностных слоях фотоны уже могут уносить энергию прочь от звезды. Эти слои и есть наблюдаемая фотосфера. Она излучает основную, энергию в оптическом и так называемом ближнем, инфракрасном (0,74— 2,5 мкм) диапазонах: Спектр излучения является непрерывным (без спектральных линий) и аналогичен спектру излучения тела, нагретого до определенной температуры. Поэтому распределение энергии в непрерывном спектре Солнца близко к тому, которое наблюдается в спектре абсолютно черного тела.
Если приравнять поток излучения с единичной площади поверхности Солнца а Т 4 (что характерно для излучения абсолютно черного тела), то этим можно определить так называемую эффективную температуру 7эф = 5800 К, которая близка к реальной температуре тех слоев фотосферы, откуда как раз и выходит наблюдаемое излучение с непрерывным спектром. Во всяком случае, различный цвет звезд на небе — голубой, белый, желтый, красный — связан именно с различной температурой их фотосфер (от 20—30 до 2—3 тыс. К).
В фотосфере при переходе от глубоких слоев к поверхностным температура медленно уменьшается. Однако после достижения минимального значения (4000— 4500 К для Солнца) снова начинается рост температуры. Это обстоятельство не может быть связано с нагревом фотосферы, ибо ни одно тело не способно своим излучением нагреть другое до температуры большей, чем его собственная. Поэтому требуется, чтобы существовал некоторый источник нагрева внешних слоев, но его природа, несмотря на усилия нескольких поколений астрономов, так и остается пока невыясненной до конца.
Атмосфера звезд, простирающаяся выше слоя с температурным минимумом, подразделяется на хромосферу и корону. В хромосфере температура медленно растет с увеличением расстояния от поверхности, но не превышает 10 000 К. На Солнце протяженность хромосферы составляет по высоте всего 1500 км, и в отдельных точках атмосферы вещество хромосферы в виде отдельных струй со скоростью 20 км/с вторгается в солнечную корону. Эти струи — хромосферные спикулы — достигают высот 6000 км, а иногда и 10 000 км.
Над хромосферой температура практически скачком переходит к очень высоким значениям и удерживается выше 1 млн. К на всем протяжении короны. Необходимо, правда, подчеркнуть, что корональное вещество чрезвычайно разрежено: если в 1 см 3 фотосферы содержится примерно 10 17 частиц, а в хромосфере — 10 13 частиц, то на малых высотах в короне имеется всего около 3-10 8 частиц, и поэтому плотность вещества резко падает с удалением от края солнечного диска.
Напомним, что химический состав и физические условия в атмосферах небесных тел астрономы определяют по спектру излучения этих тел (главным образом по спектральным линиям). Спектр фотосферы содержит около 30 000 темных линий, т. е. линий поглощения различных элементов, а спектр хромосферы с температурой менее 10 000 К — линии излучения водорода (бальмеровская серия в видимой области и лаймановская в далеком ультрафиолетовом диапазоне, 100—200 нм, и т. д.), линии гелия (с длинами волны 587,6 и 1083 нм), ионизованного кальция (линии Н и К), ионизованного магния (линии h и к в ближней ультрафиолетовой области — 200—400 нм).
Вещество короны (точнее, электроны) рассеивает солнечный свет. Поэтому когда фотосфера оказывается закрытой Луной (во время затмения), наблюдается свечение около Солнца. Спектр этого свечения, так же как и фотосферы, является непрерывным, но интенсивность этого рассеянного излучения в миллион раз меньше фотосферного из-за разреженности короны. Основная часть излучения газа с температурой 1 млн. К приходится на рентгеновскую область спектра: как излучение с непрерывным спектром, так и излучение в ряде линий многократно ионизованных элементов (железа, кислорода и др.). В оптическом диапазоне это излучение горячей плазмы также представлено несколькими эмиссионными линиями (так называемыми запрещенными), излучаемыми только очень разреженными газами.
Поскольку фотосфера с температурой около 6000 К практически не излучает в рентгеновском диапазоне, снимки Солнца в этих лучах представляют собой фотографии собственно короны Солнца. Прогресс в наших знаниях о Солнце как раз связан во многом с тем, что рентгеновские наблюдения дали нам возможность изучать корональные образования непосредственно на солнечном диске (а не только на его краю), а также с использованием более простых методов для определения физических условий в этих слоях.
Ионизация газа в фотосфере незначительна. Однако при переходе от фотосферы к более высоким слоям температура вещества становится больше, и, как и в более глубоких слоях, вещество становится все в большей степени ионизованным, т. е. представляет собой плазму. Проводимость (электропроводность) вещества при этом растет, и электромагнитные явления, начиная с соответствующих слоев, определяют структуру и динамику атмосферы.
Помимо этого слабого (фонового) поля на гелиоцентрических широтах ±30°, в так называемой зоне королевских широт, развиваются более сильные локальные магнитные поля, занимающие области угловым диаметром до около 4′. Появление этих локальных полей приводит к кардинальным изменениям структуры атмосферы на всех высотах такой активной области, или центра активности. Вид же хромосферы непосредственно над пятном с угловым диаметром около 1′ напоминает картину расположения опилок на стекле над полюсом магнита. Различные по величине пятна в группе соединяются причудливыми светлыми и темными нитями.
Вся эта картина медленно изменяется, прерываясь, однако, моментами внезапных бурных событий: выбросами облаков плазмы, вспышками. Некоторые наблюдатели навсегда оказываются под впечатлением той неповторимой панорамы явлений, развивающейся на протяжении эволюции каждого индивидуального центра активности и обусловленной влиянием магнитных полей на движения и нагрев хромосферной и корональной плазмы.
В фотосфере активная область проявляется как группа пятен (иногда как изолированное пятно), окруженная волокнами более ярких факелов (см. последнюю страницу обложки). Магнитные поля пятен достигают значений от 1200 Э (в самых малых образованиях — порах) до 4500 Э, и направление силовых линий практически перпендикулярно поверхности Солнца, причем в факелах напряженность магнитного поля на порядок меньше. Излучение же хромосферных слоев в активной области (флоккуле) и в лежащей выше корональной конденсации усиливается в основном за счет увеличения плотности плазмы на соответствующих уровнях внешней атмосферы.
Схематическое изображение корональных арок
Самый распространенный тип арок с температурой 2 млн. К и концентрацией частиц около 10 9 см -3 располагается на периферии центра активности. Иногда активные области соединяются арками, простирающимися вплоть до 1Rc и даже пересекающими экватор. Существует предположение, что вся внутренняя корона (слои на высотах до 1/4 Rc от края диска), т. е. не только активные, но и спокойные области, представляет собой совокупность арок.
Вопрос о том, почему основная часть корональной плазмы оказывается заключенной в отдельные арочные образования, так и не нашел пока своего решения. Сейчас, пожалуй, ясен лишь механизм поступления вещества в арку. Действительно, представим себе, что в корону вышло нижележащее магнитное поле, и его силовые линии заполнили все пространство над этой областью. Если же теперь в вершине какой-либо выделенной трубки силовых линий случайно увеличится нагрев, то в оба основания петли вдоль силовых линий будет распространяться тепло, которое испаряет газ из нижележащих плотных слоев.
В устанавливающемся стационарном состоянии нагрев уравновешивается излучением, уходящим из корональной арки наружу, и потоком тепла вниз. Трубка с большим по каким-либо причинам уровнем нагрева оказывается более плотной из-за описанного выше процесса испарения и начинает выделяться на общем фоне рентгеновского излучения. Этот процесс является основным для образования корональных конденсаций — верхней, корональной части центров активности.
Рентгеновские наблюдения показали, что физические параметры — давление (р), температура (Т) и длина петель (L) фактически всегда связаны так называемым соотношением подобия: T~(pL) 1 / 3 . Расчеты показывают, что это соотношение вполне согласуется с рассмотренными представлениями об энергетическом балансе в арке. Подробному же обсуждению этого соотношения посвящено поистине бесчисленное количество теоретических работ.
Арочная структура является характерной особенностью именно внутренней короны, простирающейся от поверхности в высоту всего на 0,2—0,3 Rc (140—210 тыс. км). Эта высота примерно равна протяженности большой активной области на поверхности Солнца. При удалении от источника магнитного поля вверх влияние поля и усиленного нагрева уменьшается, и плазма оказывается подвержена влиянию в основном двух сил: давления горячего газа и тяготения.
Аналогично тому, как это свойственно земной атмосфере, в короне устанавливается так называемое гидростатическое равновесие: движения здесь практически отсутствуют, а плотность вещества монотонно падает по мере продвижения наружу. Однако при некотором удалении от Солнца (на несколько его радиусов) сила тяжести значительно уменьшается. Давление горячего газа, уже не удерживаемого силой тяжести, стремится увеличить объем, занимаемый этим газом, т. е. приводит к расширению короны. Поэтому постепенно формируется направленный наружу поток плазмы. Это и есть солнечный ветер, который с 1960 г. непосредственно регистрируется в межпланетном пространстве.
Причудливый вид солнечной короны, который наблюдается во время полной фазы затмений (рис. 2), объясняется взаимодействием магнитных полей и потоков высокопроводящей плазмы. Очевидно, например, что арки образуются там, где есть два магнитных полюса, т. е. где силовые линии являются замкнутыми. Магнитное поле над этими областями часто препятствует формированию потока плазмы, истекающего наружу, т. е. поперек силовых линий. Однако в обширных областях короны силовые линии магнитного поля близ Солнца могут быть разомкнутыми, а вернее, они замыкаются в далеких просторах межпланетного пространства.
Схематическое изображение солнечной короны
Эти области довольно неожиданно были обнаружены на рентгеновских изображениях Солнца как протяженные темные участки — корональные дыры. Последнее объясняется просто. Ведь различие между областями с замкнутыми и открытыми силовыми линиями прежде всего состоит в том, что из последних истечение типа солнечного ветра может беспрепятственно выходить наружу. Отток энергии (из-за ухода частиц) наружу приводит к уменьшению температуры, а кроме того, концентрации частиц в корональных дырах также оказываются ниже средних. Все это к приводит к понижению яркости таких участков на рентгеновских изображениях Солнца.
Распределение межпланетарного магнитного поля в меридиональном разрезе
Пока речь здесь шла о так называемых квазистационарных явлениях в солнечной атмосфере. Наблюдатель изучает их развитие при помощи наземного инструмента (в среднем по 12 ч в сутки летом, если позволяет погода) или телескопа, установленного на борту спутника. Причем в течение многих часов на поверхности Солнца либо вовсе ничего не меняется, либо эти изменения происходят, но крайне медленно. Постоянно наблюдаются лишь причудливые движения в холодных облаках — протуберанцах, плавающих в короне. Изменение их подчас необычной формы вносит разнообразие в эту статическую картину.
Однако на Солнце могут быстро, за секунды и минуты начать вдруг развиваться процессы, которые зачастую охватывают всю активную область как по площади (около 200000 км), так и по высоте (от 200 000 км до десятков солнечных радиусов). В некоторых случаях такие процессы, начавшись в одном центре активности, могут продолжиться в другом. И наблюдателю приходится в десятки раз увеличивать частоту фотосъемки, чтобы уследить за происходящими изменениями.
Наблюдаемые с помощью оптических инструментов нестационарные процессы развиваются в хромосфере, или, как говорят, происходят на уровне хромосферы. Их можно наблюдать в лучах одной из линий водорода или ионизованного кальция, излучаемых в этих слоях (здесь эти слои уже непрозрачны в центрах указанных линий и становятся наблюдаемыми). В частности, в лучах первой линии из бальмеровской серии водорода На иногда (весьма редко) одновременно проявляются несколько типов нестационарных процессов.
Отметим здесь лишь то, что излучение обычной солнечной вспышки представлено в оптическом диапазоне линиями водорода, гелия и ионизованного кальция. Излучение в этих линиях является типичным для хромосферных слоев. Излучение в линиях более тяжелых элементов (металлов), генерируемое нижними слоями хромосферы, наблюдается лишь иногда в мощных вспышках. И очень редко происходит усиление еще и оптического излучения с непрерывным спектром, возникающего вследствие того, что при вспышках образуются области излучения с плотностью вещества, характерной для фотосферы.
С помощью работающих в космосе (до нескольких месяцев) приборов, в которых тщательно экранировалось яркое излучение фотосферы, были получены фотографии солнечной короны до весьма больших расстояний от поверхности Солнца — 5—20 Rс. На большинстве снимков лучистая структура внешних слоев короны оставалась неизменной. Однако иногда, в годы высокой активности, примерно один раз в сутки наблюдались гигантские выбросы, заполняющие в короне и межпланетном пространстве сектор с раствором до 40°. Эти явления получили название корональных транзиентов.
Обычно скорость большого выброса быстро возрастает от 100 до 500 км/с на интервале расстояний от поверхности до 2 Rc, а далее остается примерно постоянной. Около двух третей всех корональных транзиентов, связано с появлением гигантских корональных петель. Причем выбрасывается вещество либо самой петли, либо всей области, ограниченной системой петель. Остальная одна треть корональных транзиентов возникает вследствие серьезной перестройки структуры коровы с движениями вещества вдоль лучей. Большой транзиент уносит в межпланетное пространство до 0,1 массы всей солнечной короны и обладает энергией около 10 12 эрг (такая же энергия характерна для наиболее мощных солнечных вспышек). Самая большая ГЭС на Земле — Саяно-Шушенская — для выработки такой энергии должна была бы работать 500 млн. лет.
Происхождение этих явлений связано с перестройкой магнитных полей во всем объеме корональной конденсации и с формированием движущейся наружу ударной волны. Детали этих процессов в настоящее время интенсивно изучаются. Причем происходящие на Солнце явления начинают наблюдаться сейчас и во внешних атмосферах других звезд.
Хромосфера (от др.-греч. χρομα — цвет; σφαίρα — шар, сфера) — внешняя оболочка Солнца и других звёзд толщиной около 10 000 км, окружающая фотосферу.
Содержание
Хромосфера Солнца
Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в её видимом спектре доминирует красная H-альфа линия излучения водорода. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами (из-за этого в конце XIX века итальянский астроном Секки (англ.), наблюдая хромосферу в телескоп, сравнил её с горящими прериями). Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 градусов. Хромосферу принято разделять на две зоны:
- нижняя хромосфера — простирается примерно до 1500 км, состоит из нейтрального водорода, в её спектре содержится большое количество слабых спектральных линий;
- верхняя хромосфера — сформирована из отдельных спикул, выбрасываемых из нижней хромосферы на высоту до 10 000 км и разделённых более разреженным газом. Температура её выше, чем у нижней хромосферы, водород находится преимущественно в ионизованном состоянии, в спектре видны линии водорода, гелия и кальция.
Плотность хромосферы Солнца невелика, поэтому яркость её недостаточна, чтобы наблюдать её в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой. Её также можно наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров.
Для наблюдения различных структур, специфических для хромосферы Солнца лучше всего подходит фильтр, выделяющий излучение в какой-то яркой хромосферной линии, то есть с длиной волны, на которую приходится значительная часть излучаемого (или поглощаемого для линий поглощения) хромосферой света. Как уже указано, это в первую очередь красная линия H-альфа (Hα) из серии Бальмера с длиной волны 656,3 нм, снимок Солнца в которой получается красноватым. Также широко используются фильтры двух фиолетовых фраунгоферовых линий ионизованного кальция, снимок Солнца в свете каждой из них получается синеватым: линия Ca II K (393,4 нм) и линия Ca II H (396,8 нм). Основные хромосферные структуры, которые видны в этих линиях, это [1] :592-593 :
- Хромосферная сетка, покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки супергрануляции размером до 30 тысяч км. в поперечнике. Она лучше всего видна в линии Hα и Ca II K [2] . , светлые облакоподобные образования, чаще всего приуроченные к районам с сильными магнитными полями — активным областям, часто окружают солнечные пятна. Лучше всего видны в линии Hα. и волоконца (фибриллы) — тёмные линии различной ширины и протяженности, как и флоккулы, часто встречаются в активных областях и лучше всего видны в линии Hα.
Хромосферы звёзд
Хромосферы существуют не только у Солнца, но и у других звёзд, однако их исследование сопряжено со значительно большими трудностями, чем для хромосферы Солнца.
Примечания
- ↑ Солнце // Физическая энциклопедия. — М .: Большая Российская энциклопедия, 1994. — Т. 4. — 704 с. — ISBN 5852700878
- ↑Chromospheric features
Литература
- Строение Солнца
- Оболочки астрономических объектов
Wikimedia Foundation . 2010 .
Полезное
Смотреть что такое "Хромосфера" в других словарях:
хромосфера — хромосфера … Орфографический словарь-справочник
ХРОМОСФЕРА — Верхний слой светящейся атмосферы солнца. Словарь иностранных слов, вошедших в состав русского языка. Чудинов А.Н., 1910. ХРОМОСФЕРА верхний слой светящейся атмосферы, состоящий из розового водорода и облегающий всю солнечную сферу. Хромосфера,… … Словарь иностранных слов русского языка
ХРОМОСФЕРА — (от хромо. и сфера) слой солнечной атмосферы между фотосферой и короной толщиной 7 8 тыс. км. Во время полных солнечных затмений наблюдается в виде яркого кольца вокруг Солнца, отличается значительной неоднородностью температуры (5 10 тыс. К),… … Большой Энциклопедический словарь
ХРОМОСФЕРА — ХРОМОСФЕРА, слой атмосферы Солнца, расположенный между ФОТОСФЕРОЙ и КОРОНОЙ. Толщина хромосферы около 10 000 км; она обычно невидима, потому что сквозь нее проходит свечение фотосферы. Хромосферу можно увидеть на короткое время в начале и в конце … Научно-технический энциклопедический словарь
ХРОМОСФЕРА — ХРОМОСФЕРА, хромосферы, мн. нет, жен. (от греч. chroma цвет и sphaira шар) (астр.). Наружный слой солнечной атмосферы, наблюдаемый во время затмений в виде красной каймы вокруг солнца. Толковый словарь Ушакова. Д.Н. Ушаков. 1935 1940 … Толковый словарь Ушакова
хромосфера — сущ., кол во синонимов: 1 • слой (111) Словарь синонимов ASIS. В.Н. Тришин. 2013 … Словарь синонимов
хромосфера — ы; ж. [от греч. chrōma цвет, краска и sphaira шар] Астрон. Один из слоёв солнечной атмосферы, наблюдаемый во время полных затмений в виде яркой каймы вокруг Солнца. ◁ Хромосферный, ая, ое. Х ые вспышки. * * * хромосфера (от хромо. и сфера),… … Энциклопедический словарь
Хромосфера — внешняя оболочка Солнца, окружающая фотосферу. Из хромосферы исходят карминового цвета выступы (протуберанцы). Хромосфера наблюдается при полном затмении Солнца, в виде кольца около темного диска луны (в виде короны солнца). слой солнечной… … Астрономический словарь
хромосфера — chromosfera statusas T sritis fizika atitikmenys: angl. chromosphere vok. Chromosphäre, f rus. хромосфера, f pranc. chromosphère, f … Fizikos terminų žodynas
Хромосфера — один из слоев атмосферы Солнца. См. Солнце … Большая советская энциклопедия
Интегральная, т. е. по всему спектру, яркость хромосферы в сотни раз меньше, чем яркость фотосферы, хотя в наиболее интенсивных линиях их излучение соизмеримо. Поэтому для наблюдения хромосферы необходимо применение специальных методов, позволяющих выделить слабое ее излучение из мощного потока фотосферной радиации. Наиболее удобным и исторически первым методом являются наблюдения, производимые вблизи второго и третьего контактов полных солнечных затмений. Как только Луна полностью закроет фотосферу, вблизи точки контакта вспыхивает блестящий розовый серп хромосферы. Ширина такого серпа дает непосредственное представление о протяженности хромосферы, составляющей 16-20", т. е. в линейной мере км. Хромосфера имеет эмиссионный спектр, состоящий из ярких линий (136). При наблюдении кажется, что они вспыхивают в момент наступления полной фазы затмения. По этой причине спектр хромосферы был назван спектром вспышки. Этот спектр очень похож на спектр Солнца, в котором все линии поглощения заменены на линии излучения, а непрерывный спектр почти отсутствует. Однако в спектре хромосферы линии ионизованных элементов сильнее, чем в спектре фотосферы. В частности, например, в спектре хромосферы очень сильны линии гелия, в то время как в фраунгоферовом спектре они практически не видны. Эти особенности спектра подтверждают рост температуры в хромосфере. Наиболее интенсивны в спектре хромосферы линии ионизованного кальция, водорода и гелия, в которых хромосфера непрозрачна, в то время как она исключительно прозрачна для видимого непрерывного излучения. Следовательно, в центральных частях сильных фраунгоферовых линий мы наблюдаем излучение не фотосферы, а хромосферы. Это обстоятельство лежит в основе важного метода изучения хромосферы в очень узких интервалах спектра, соответствующих центральной части линии (чаще всего Нa водорода или К ионизованного кальция), для чего Солнце фотографируется при помощи специального прибора — спектрогелиографа. Поскольку к излучению в этих линиях хромосфера непрозрачна, на фотографии (спектрогелиограмме) все наблюдаемые детали изображения принадлежат хромосфере (137). Таким образом, мы видим, что, наблюдая излучение фраунгоферовых линий, можно изучать слои солнечной атмосферы, находящиеся на различной глубине. Чем меньше коэффициент поглощения, т. е. чем прозрачнее вещество, тем более глубокие слои мы можем наблюдать. В § 107 было показано, что поглощение в спектральных линиях уменьшается по мере удаления от центра к крылу линии. Поэтому в крыльях линий, а также в центральных частях слабых линий можно наблюдать различные по высоте уровни фотосферы, в то время как центральные части сильных линий позволяют изучить хромосферу. При изучении фотографий хромосферы прежде всего обращает на себя внимание ее неоднородная структура, значительно резче выраженная, чем грануляция в фотосфере. Наиболее мелкие структурные образования в хромосфере называются спикулами. Они имеют продолговатую форму, причем вытянуты преимущественно в радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч километров, а толщина — около одной тысячи километров. Со скоростями в несколько десятков километров в секунду спикулы поднимаются из хромосферы в корону и растворяются в ней. Таким образом, через спикулы происходит обмен вещества хромосферы с вышележащей короной. Как мы увидим дальше, корональное вещество также может опускаться в хромосферу. Спикулы в свою очередь образуют более крупную структуру, называемую хромосферной сеткой, порожденную волновыми движениями, вызванными значительно большими и более глубокими элементами подфотосферной конвективной зоны, чем гранулы.
Смотрите также
Перегудов Владимир Николаевич
Ваша карта бита!
Русанов Михаил Георгиевич
Добавить комментарий
Самое читаемое
Изолирующий дыхательный аппарат ИДА-59М
Устройство ИДА-59М Изолирующий дыхательный аппарат ИДА-59М (рис. 9) представляет собой автономный дыхательный аппарат регенеративного типа с замкнутым циклом дыхания. Аппарат изолирует органы…
Методика проведения искусственной вентиляции легких и закрытого массажа сердца
При различных несчастных случаях, когда у пострадавшего отсутствуют дыхание и признаки сокращения сердца, необходимо как можно раньше приступить к искусственной вентиляции легких и к закрытому…
ДЭПЛ "Волхов" провела в Японском море пуск из подводного положения крылатой ракеты "Калибр" по наземной цели
Атомная подлодка "Братск" признана непригодной к ремонту и восстанавливать ее не будут
Головную многоцелевую атомную подлодку усовершенствованного проекта 885М (шифр "Ясень-М") "Казань", передадут Военно-Морскому Флоту России осенью 2020 года
115 лет подводным силам Тихоокеанского флота
Россия отметила 115-ую годовщину со Дня образования подводных сил Тихоокеанского флота. Во Владивостоке в 1905 году появился первый отряд подлодок "миноносцев"
Экипаж дизель-электрической подводной лодки Балтийского флота "Дмитров" приступил к выполнению учебно-боевых задач и отработке нормативов
Читайте также: