Читать реферат по авиации и космонавтике: "СОЛНЕЧНАЯ АТМОСФЕРА" Страница 1

(Назад) (Cкачать работу)

Атмосфера — это воздух, ко­торым мы дышим, привычная нам га­зовая оболочка Земли. Такие обо­лочки есть и у других планет. Звёзды целиком состоят из газа, но их внеш­ние слои также именуют атмосферой. При этом внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не погло­щаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство

Фотосфера

     Солнца начинается на 200—300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосфе­рой. Поскольку их толщина составля­ет не более одной трёхтысячной до­ли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхно­стью Солнца

Плотность газов в фотосфере при­мерно такая же, как в земной страто­сфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фо­тосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К

При таких условиях почти все мо­лекулы газа распадаются на отдель­ные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется отно­сительно немного простейших моле­кул и радикалов типа Н 2 , ОН, СН

    Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в I земной природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее «холод­ном» слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые доставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При воз­никновении отрицательн ые ио ны водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непро­зрачность атмосферы с глубиной быстро растёт. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким

         Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра — Узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскликнул:

«Спектрум!» (лат. spectrum — «виде­ние»). Позже в спектре Солнца заметили тёмные линии и сочли их границами цветов. В 1815 г . немецкий физик Йозеф Фраунгофер дал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре, и их стали называть его именем. Оказалось, что фраунгоферовы линии соответствуют эким участкам спектра, которые сильно поглощаются атомами различных веществ (см. статью «Анализ Видимого света»).   В телескоп с большим увеличени­ем можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками — гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания   всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы

      В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений

Похожие работы