же бути налаштований на лінії Ca II K (393,4 нм) і Ca II H (396,8 нм). Основні хромосферні структури, які видно в цих лініях:
· хромосферну сітка, що покриває всю поверхню Сонця і складається з ліній, оточуючих осередку супергрануляціі розміром до 30 тис. км у поперечнику;
· флоккули - світлі хмароподібний освіти, найчастіше приурочені до районів з сильними магнітними полями - активним областям, часто оточують сонячні плями;
· волокна і волоконця (фібрили) - темні лінії різної ширини і протяжності, як і флоккули, часто зустрічаються в активних областях.
Корона.
Корона - остання зовнішня оболонка Сонця. Корона в основному складається з протуберанців і енергетичних вивержень, вихідних і извергающихся на кілька сотень тисяч і навіть більше мільйона кілометрів на простір, утворюючи сонячний вітер. Середня корональна температура становить від 1000000 до 2000000 К, а максимальна, в окремих ділянках, - від 8000000 до 20000000 К. Незважаючи на таку високу температуру, вона видна неозброєним оком тільки під час повного сонячного затемнення, так як щільність речовини в короні мала, а тому невелика і її яскравість.
Форма корони змінюється в залежності від фази циклу сонячної активності: у періоди максимальної активності вона має округлу форму, а в мінімумі - витягнута уздовж сонячного екватора.
Оскільки температура корони дуже велика, вона інтенсивно випромінює в ультрафіолетовому і рентгенівському діапазонах. Ці випромінювання не проходять крізь земну атмосферу, але останнім часом з'явилася можливість вивчати їх за допомогою космічних апаратів. Випромінювання в різних областях корони відбувається нерівномірно. Існують гарячі активні і спокійні області, а також корональні діри з відносно невисокою температурою в 600 000 К, з яких в простір виходять магнітні силові лінії. Така ( відкрита ) магнітна конфігурація дозволяє частинкам безперешкодно покидати Сонце, тому сонячний вітер іспускаеться в основному з корональних дір.
Сонячний вітер.
З зовнішньої частини сонячної корони закінчується сонячний вітер - потік іонізованих частинок (в основному протонів, електронів і? - частинок), що поширюється з поступовим зменшенням своєї щільності, до кордонів геліосфери. Сонячний вітер поділяють на два компоненти - повільний сонячний вітер і швидкий сонячний вітер.
· Повільний сонячний вітер має швидкість близько 400 км/с і температуру 1,4-1,6 · 106 К і за складом близько відповідає короні.
· Швидкий сонячний вітер має швидкість близько 750 км/с, температуру 8 · 105 К, і за складом схожий на речовина фотосфери.
Повільний сонячний вітер вдвічі більш щільний і менш постійний, ніж швидкий. Повільний сонячний вітер має більш складну структуру з регіонами турбулентності.
Багато природні явища на Землі пов'язані з збуреннями в сонячному вітрі, у тому числі геомагнітні бурі і полярні сяйва.
Перші свідчення існування постійного потоку плазми від Сонця отримані Л. Бірманн (ФРН) в 1950-х рр. з аналізу сил, що діють на плазмові хвости комет. У 1957 р Ю. Паркер (США), аналізуючи умови рівноваги речовини корони, показав, що корона не може знаходиться в умовах гідростатику. рівноваги, як це раніше передбачалося, а повинна розширяться, і це розширення при наявних граничних умовах повинно приводити до розгону корональної речовини до надзвукових швидкостей.
Вперше потік плазми сонячного походження був зареєстрований на другий радянської космічної ракеті Місяць - 2 в 1959 р Існування постійного витікання плазми із Сонця було доведено в результаті багатомісячних вимірювань на амер. АМС Маринер - 2 в 1962
Середні характеристики сонячного вітру на орбіті Землі:
Скорость400 км/сКонцентрація протонов6 см - 3 Температура протонов5 * 10 4 КТемпература електронов1,5 * 10 5 КНапряжённость магнітного поля5 * 10 - 5 ЕПлотность потоку пітонів .... 2,4 * 10 8 см -2 * c - 1 Щільність потоку кінетичної енергії 0,3 ерг * см - 2 * с - 1 сонце зірка магнітний нейтрино
Відносний хімічний склад сонячного вітру:
ЕлементОтносітельное содержаніеН0,96 3 Не1,7 * 10 - 54 Не0,0405 * 10 - 4 Ne7,5 * 10 - 5 Si7,5 * 10 - 5 Ar3,0 * 10 - 6 Fe4, 7 * 10 - 5
. Магнітне поле сонця
Магнітне поля присутні, мабуть, на всіх зірках. Вперше магнітне поле було виявлено на найближчій до нас зірку - Сонце - в 1908 р амереканскмй астрономом Дж. Хейл, вимірюючи зєємановського розщеплювання спектральних ліній в сонячних плямах.
Згідно сучасним вимірам, максимальна нап...
