38 Солнечный ветер.

Со́лнечный ве́тер — поток ионизированных частиц (в основном гелиево-водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью 300—1200 км/с в окружающее космическое пространство.

Множество природных явлений связано с солнечным ветром, в том числе магнитные бури и полярные сияния.

Из-за солнечного ветра Солнце теряет ежесекундно около одного миллиона тонн вещества. Солнечный ветер состоит в основном из электронов, протонов и ядер гелия ; ядра других элементов и неионизированных частиц содержатся в очень незначительном количестве.

Интенсивность солнечного ветра зависит от изменений солнечной активности и его источников. В зависимости от скорости, потоки солнечного ветра делятся на два класса: медленные (примерно 300—400 км/с около орбиты Земли) и быстрые (600—700 км/с около орбиты Земли).

Существуют и спорадические высокоскоростные (до 1200 км/с) кратковременные потоки. Медленный солнечный ветер порождается «спокойной» частью солнечной короны. Потоки быстрого солнечного ветра испускаются Солнцем в течение нескольких месяцев и имеют период повторяемости при наблюдениях с Земли в 27 суток.

36 Фотосфера.

Фотосфе́ра — излучающий слой звёздной атмосферы, в котором формируется непрерывный спектр излучения. Фотосфера даёт основную часть излучения звезды.

Фотосфера существенно непрозрачна, поглощает и затем переизлучает энергию, поступающую из недр звезды. В силу непрозрачности фотосферы, перенос энергии идёт конвективным путём: в случае солнечной фотосферы, конвекция наблюдается как грануляция фотосферы, то есть в виде светлых горячих конвективных ячеек (гранул). Протяжённость фотосферы зависит от её прозрачности и, следовательно, плотности. Так, типичная протяжённость фотосферы по глубине составляет для Солнца ~300 км, для белых звёзд ~1000 км, для гигантов класса G — ~10⁴—10⁵ км, то есть значительно меньше диаметра звезды, что, в частности, определяет резкий видимый край Солнца.

Температура фотосферы растёт с глубиной, что обуславливает видимое потемнение края солнечного диска. На поверхности фотосферы Солнца также наблюдаются крупномасштабные области пониженной (до 1500 К) температуры — солнечные пятна.

В фотосферах формируется непрерывный спектр излучения звезды. Над фотосферой температура и прозрачность звёздной атмосферы (хромосферы, в которой формируются линии поглощения звёздных спектров, и короны) начинает повышаться, доходя в областях короны до миллионов градусов.

Верхняя фотосфера характеризуется наличием гранул.Гранулы фотосферы делятся на: 1 просто гранулы 400- 500 км; 2 супер гранулы 20 тыс. км; гиганская грануляция сотни тыс. км.

37 Хромосфера и солнечная корона.

Хромосфера— внешняя оболочка Солнца толщиной около 10 000 км, окружающая фотосферу. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами . 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 ионизированном состоянии, в спектре видны линии водорода, гелия и кальция.

Плотность хромосферы 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.

Солнечная корона — внешние слои атмосферы Солнца, которые начинаются над хромосферой. Границы короны Солнца до сих пор не установлены, на сегодняшний день ясно, что она продолжается, по крайней мере, до границ Солнечной системы. Земля, так же как и другие планеты, находятся внутри короны. При наблюдениях из космоса корона прослеживается на десятки градусов от Солнца и сливается с явлением зодиакального света.

Механизм нагрева короны, по видимому, тот же, что и для хромосферы. Поднимающиеся из глубины Солнца конвективные ячейки, проявляющиеся в фотосфере в виде грануляции, приводят к локальному нарушению равновесия в газе, которое приводит к распространению акустических волн, движущихся в различных направлениях. При этом хаотическое изменение плотности, температуры и скорости вещества, в котором распространяются эти волны, приводит к тому, что меняется скорость, частота и амплитуда акустических волн. Возникают ударные волны, диссипация которых и приводит к нагреву газа.

Солнечная корона является источником сильного радиоизлучения.