Видимыми являются три области: 488 Гл. 9. Процессы в космосе и плазмодинамика Фотосфера — основной источник излучения Солнца. Это относительно плотная газовая оболочка с невысокой степенью ионизации. Она излучает (за исключением рентгеновского и радио диапазонов) как абсолютно черное тело с температурой ~ ~ 5800 К. Толщина фотосферы ~ 350 км. Таблица 9.3 h, км +50 -200 - 335 - 450 Т, К 4626 5090 6460 8260 Р, дин/см2 8000 40 000 125 000 250000 Ре, дин/см2 0,9 6,8 69 2000 Представление о параметрах фо- тосферы дает следующая таблица, где h — расстояние от поверхности вглубь Солнца. Из таблицы видно, что степень ионизации плазмы вблизи h = 0 по- рядка 10~4, т.е. очень мала. Отсюда видно, что условия в верхних слоях фотосферы близки к условиям дуго- вого разряда при пониженном давле- нии. Проводимость такой плазмы а ~ 3 • 1012 абс. ед. и, следовательно, магнитная вязкость vm = с2/4тга ~ 2 • 107 см2с-1. В этих условиях классический скин-слой за 1 час прорастает на глубину ~ Зкм. Хромосфера. Хромосфера — слой толщиной условно ~ 1500 км, к которому наиболее точно подходит термин "атмосфера Солнца". Он расположен между плотной и сравнительно холодной фотосферой и короной — разреженной и горячей. Хро- мосфера в основном прозрачна для сплошного спектра фотосферы, но отдельные участки она поглощает, образуя темные линии Фраунгофера. Благодаря своему промежуточному положению хромосфера — весьма динамичная система. Корона и солнечный ветер. Как видно на рис. 9.3.1 на переходе хромосфера- корона происходит резкий скачок плотности и температуры. При этом толщина переходного слоя всего 10—100 км. Внешней границы у короны реально нет. Она непрерывно переходит в солнечный ветер, который наблюдается не только около Земли, но и достигает границы солнечной системы, где его давление становится порядка давления межзвездного газа. Такая протяженность короны, а точнее "сол- нечной магнитосферы", объясняется тем, что она — принципиально динамическое образование. Кстати, свечение короны с точностью до нескольких процентов, есть результат томсоновского рассеяния излучения фотосферы на электронах сравнитель- но плотных частей короны. Наиболее характерной особенностью короны можно считать ее высокую темпе- ратуру. Эта температура создается за счет энергии магнитных полей как в виде волн, идущих из фотосферы, так и за счет диссипации (классической и аномальной) кавзистатических полей в структурах типа токовых слоев (раздел 8.2) при переза- мыкании магнитных силовых линий. Что же касается нагрева короны волнами, то здесь особую роль играют поперечные альфвеновские волны. Их поглощение обязано механизму, хорошо известному из общей теории волн. А именно, при распростране- нии волны в неоднородной среде со все возрастающей групповой скоростью, частицы среды начинают двигаться все быстрее, и их скорость может стать сверхсигнальной. А это приводит к быстрой диссипации энергии волны. Нагрев плазмы до температур миллионного (в Кельвинах) масштаба в свою очередь приводит к тому, что многие ее частицы приобретают скорость порядка ско- рости убегания и покидают окрестность Солнца. Так возникает низкоэнергетичная компонента солнечного ветра. Имеющееся в дальней короне магнитное поле, как из- за своей величины, так и своей конфигурации, не может удержать поток и, более того, само увлекается солнечным ветром. 9.3. Солнце 489 Наряду с энергичными частицами, уходящими от Солнца в виде ветра, имеется поток достаточно энергичных частиц, идущих из короны в хромосферу. Пройдя в хромосфере несколько длин свободного пробега, быстрая частица из короны тормо- зится, передав свою энергию частицам хромосферы, которые получают возможность перейти в корону. Зная плотность частиц в хромосфере ( п ~ 1012см~3) и энергию ионов из короны (~ 1000эВ), находим длину свободного пробега Л ~ 1км, что в значительной степени и объясняет малую толщину переходного слоя хромосфера- корона. Как показывают наблюдения затмений (рис. 9.3.2), форма короны непостоянна. И это понятно, поскольку она определяется, прежде всего, местами поступления плазмы из хромосферы, т.е. местами ее нагрева, а они непостоянны. а 0 Рис. 9.3.2. Солнечная корона: во время минимума солнечной активности (а), в период макси- мума солнечной активности (б) Недавно были выявлены те "отдушины", через которые основная масса корпускул вырывается в межпланетное пространство. Это так называемые корональные дыры. Они легко замечаются на рентгеновских фотографиях Солнца, дающих картину корональной структуры. Это темные области, резко контрастирующие с обширными светлыми. В них плотность вещества в три раза меньше, чем у нормальной спокойной короны. Температура тоже ниже — не превышает 1,0- 106К. Корональные дыры в глубоких слоях проявляют себя как области монополярного магнитного поля, то есть (в фотосфере и хромосфере) поля, открытого в межпланетное пространство. В результате возникает усиленный поток корпускул вдоль незамкнутого магнит- ного поля, что и подтверждается наблюдениями солнечного ветра. Корональные дыры вблизи полюсов Солнца обычно существуют на протяжении месяцев, но их потоки корпускул не достигают Земли.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Строение видимой области Солнца» з дисципліни «Введення в плазмодінаміку»
