Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
выше этой т. и. области температурного минимума — во внеш. атмосфере С.— темп-ра разреженного газа вновь возрастает до ~104 К в хромосфере и более чем до ~10в К в короне. Первые две тысячи км хромосфера остаётся сравнительно однородной: лншь часть плазмы оказывается заключённой в петельные структуры; выше хромосфера распадается на ряд отд. потоков — хромосферних спнкул, достигающих высот 8—Ю тыс. км. Диаметры спикул сравнимы с диаметрами гранул, скорость подъёма и опускания вещества в них « 20 км/с.
Хромосфера с Г к 10000 К является источником линейчатого излучения металлов, водорода н гелня. Линии наблюдаются в излучении за краем диска и в поглощении — в проекции на диск. Горизонтальная неоднородность хромосферы проявляется при наблюдениях в частотах линий Яа водорода, HnK нонизов. кальция и нек-рых других. Наиб, характерной является хромосферная сетка: ячейки диам. 20—30 тыс. км, покрывающие весь диск. Газ в ячейках растекается от центра к периферии со скоростями 0,3—0,4 км/с. Происхождение хромосферной сетки связано с наличием конвективных движений масштаба — супер-, или сверхграну-ляцик. Из границ хромосферной сетки выбрасывается большее кол-во спикул, чем нз центр, частей ячеек.
Переход от хромосферного газа с T ~ IO4 К и корональному с T ~ IO8 К происходит в каждой фиксиров. точке поверхности С. очень резко, на промежутке высот всего 10—100 км. Такой узкий слой формируется за счёт потока тепла из короны вниз.
- Над хромосферой располагается оболочка разреженного горячего газа (корона). В первом приближении плотность газа падает при удалении от лимба по гид-роста тич. занону (с уменьшением плотности в в раз на расстоянии ок. 0,1 Rq). Плотности в основании короны изменяются от ~109 см-3 в активных и до 6-Ю7 см-3 в самых разреженных участках, т. н. корональних дырах.
Осн. часть вещества короны сосредоточена во внутр. короне (до расстояний 0,1—0,3 Rq от лимба), причём не равномерно, а в отдельных корональных петлях (арках). Самые плотные и горячие арки располагаются в активных областях и близ них. Длина петли L, давление плазмы и темп-ра близ вершины связаны в первом приближении Т. Н. соотношением подобия T ~ (pL)Xt*. Темп-ра плазмы в большинстве арок составляет 2 млн. К, плотности близки к IO9 см-3. Как само происхождение арочной структуры, так и нагрев плаамы в арках связаны с влиянием магн. полей.
В нек-рых площадках на С. атмосфера на всех высотах заметно отличается от о писанной выше атмосферы спокойного С. Само появление центров активности, или активных областей, происходит с определ. последовательностью во времени и по местоположению на С.
Темп-pa верх, части фотосферы активной области повышается на 100—300 K1 более яркие гранулы объединяются в цепочки, хорошо видимые прн их приближении к краю днска (факелы). Факелы часто окружают солнечные пятна (рис. 4), состоящие из тёмной
Рис. 4.
те HH и более б ли зной по яркости к фотосфере волокнистой полутени. Темп-pa тени пятен примерно на 1500 К ниже фотосфернон. Хромосфера активной области — флокнул (яркое образование в свете центра сильных линий Ha, H та К Call) иногда оказывается пересечённой системой тёмных волоконец — фибрилл. Усиление яркости флокулла связано в осн. с повышением здесь плотности до, 3 раз.
В норональнон конденсации число арок заметно возрастает. Обычная, илн перманентная, корональнаи конденсация (п ^ 10е см~8, T а 2>10* К, D < 25°) существует над большим центром активности всё время его жизни, т. е. до года. Неск. суток наиб, интенсивного развития центра активности в большинстве случаев являются экстремальными и для корональ-иой конденсации плотности в арках достигают 1010 см-|®, темп-pa в нек-рых из них повышается в неси, раз, развиваются сложные газодинамич. движения.
Кроме описанных выше стационарных образований в определ. моменты времени наблюдаются нестационарные явления, развивающиеся в короие и хромосфере. Прн солнечных вспышках газ в арочных системах нагревается до 20—30 млн. К, плотность повышается до 101ф см~8. В ряде случаев наблюдается выброс плазмы иа расстояние до сотен радиусов С. (корональные тран-зиенты). В горячей короне иногда появляются холодные плотные облака (л = IO-10—IO13 см~8, T IOi К) — солнечные протуберанцы.
4. Магнитные поля
На С. существует весьма сложная система магн. полей, изменяющаяся как во времени, так и в пространстве. В течение ряда лет вблизи минимума цикла антивности высокие широты заполнены преим. слабыми полями одного знака (направления нормальной составляющей). В северном JVi и южном S полушариях знаки поля различны, так что картина там напоминает распределение полей диполя, помещённого в центре С. Каждые »11 лет происходит смеиа знака высокоширотных полей — переполюсовка диполя.
На более низких широтах |<pl < 65° также встре-чаютси области, занимающие до '-500 по широте и долготе, преим. заполненные магн. образованиями одного знака. Ср. напряжённость этих униполярных полей сравнима с той, к-рая характерна для высоких широт — ок. 1 Э.
Локальные магн,. поля появляются в областях диам. 100—300 тыс. км на широтах менее 35° и вызывают весь комплекс явлений, развивающихся в центре активности. Часто они представляют собой два «холма» поля противоположной полярности напряжённостью от сотен до тысяч эрстед. Наблюдается также мультиполярная структура этих образований. Если напряжённость поля в «холме» превышает 1400 Э, на фотосфере появляется тёмное образование — пора, для полей 2—4 тыс. Э — пятио. Поля в центр, части иятен — их тени — выходят примерно по нормали к поверхности, вне тени
