Se compune din aceleași elemente chimice ca substanța fotosferei și în aceleași proporții și diferă printr-un grad mult mai mare de ionizare. Trecerea de la cromosferă la coroană este foarte accentuată: o creștere a temperaturii cinetice a plasmei de la 10 4 la 10 5 K are loc doar pentru aproximativ două sute de kilometri. De aceea, dacă atomii de metal cromosferei, hidrogen și, în parte, heliu lipsit de numai unul dintre electron său exterior, coroana este ionizarea lor completă, iar nucleele atomilor grei își pierd electronii din cele două sau trei cochilii electronice exterioare. Motivul pentru temperatură ridicată și ionizare puternică a plasmei este încălzit la o temperatură a materialului său mai mult de un milion de grade Kelvin de energia curentului electric asociate cu mișcarea atmosferei solare câmpurile magnetice solare. Prezența acestor câmpuri poate fi apreciată direct prin apariția coroanei, în timpul eclipselor totale de soare, atunci când are o structură radiantă caracteristică. Din vehiculele spațiale, imaginea sa este transmisă în mod regulat pe Pământ și este disponibilă pe internet. Când pete și alte manifestări ale activității pe Soare sunt multe, razele coronale sunt lungi, drepte și direcționate de-a lungul razei. Timp de 2-3 ani la un nivel minim de activitate solară se apleacă spre ecuatorul solar. Coroana se extinde la zeci de raze solare, transformându-se treptat într-un vânt solar. Se disting prin schimbări de temperatură relativ mici și netede, datorită conductivității termice ridicate a gazului fierbinte ionizat. În regiunile neperturbat ( „liniștite“) ale coroanei atmosferei solare încălzite la o temperatură de 1-2 milioane de grade Kelvin și peste regiunile active solare -. Până la câteva milioane de grade Kelvin .. Plasma coroanei conține mulți electroni liberi care au apărut în ionizarea atomilor de hidrogen, a heliului și a altor elemente chimice. În medie, în fiecare centimetru cub are aproximativ o sută de milioane de particule încărcate la o temperatură medie de 1 milion de kelvin (plasmă coronală). Acestea sunt sute de miliarde de ori mai mici decât numărul de molecule din același volum de aer aproape de suprafața Pământului. Numai la altitudini de 300-400 km în atmosfera pământului se obține aceeași densitate ca în corona.
Distribuția emisiilor radio
Ca și în razele de lumină vizibilă, Soarele rămâne cel mai strălucit obiect cosmic pe cer și în banda de unde radio. Cu toate acestea, puterea radiației solare în domeniul radio este de milioane de ori mai mică decât în lumina vizibilă. Cu toate acestea, flux radio, de exemplu, undele VHF este aceeași cu cea a corpului încălzit la o temperatură de 6000 K, ca și pentru radiația vizibilă de la soare, și aproximativ un milion de grade Kelvin. Aceasta înseamnă că această emisie radio a Soarelui nu aparține întregului Soare, ci numai straturilor exterioare ale atmosferei sale - coroana. În intervalul de centimetri, temperatura este mult mai mică - zeci de mii de Kelvin, care corespunde radiației cromosferei. și anume strat al atmosferei solare dintre fotosferă și coroană. Ca rezultat, măsurătorile emisiilor de radiații solare la diferite frecvențe fac posibilă urmărirea schimbării temperaturii cu altitudine în întreaga atmosferă a soarelui.
Caracteristica principală a emisiilor de radiații solare este variabilitatea puternică a acestora atât la putere, cât și la distanță, datorită manifestărilor activității solare.
În ceea ce privește schimbările în emisia de radiații solare, se disting trei componente principale: componenta principală (radiația soarelui liniștit), schimbarea lentă (pentru multe zile) și rapid (scurte). Emisia radio a "Soarelui" liniștit este cel mai scăzut nivel, când nu există absolut niciun spot, bliț și alte formațiuni active pe acesta. Încet componentă variabilă este conectată cu radiație de radio suplimentară a regiunilor active ale soarelui (pete solare, torțe, rachete de semnalizare, protuberanțe și altele asemenea), schimbarea în câteva zile sau săptămâni. Izbucnirile sunt vârfurile undelor radio de la Soare, cauzate de explozii în atmosfera sa (rachete solare). Durata exploziilor variază de la fracțiuni de secunde până la câteva ore. Acestea sunt diverse în forma și gama de unde radio, care se manifestă. Prin natura lor, exploziile sunt împărțite în tipuri separate (sau clase) de fenomene. Exploziile de emisii radio radio transmit informații despre proprietățile plasmei în atmosfera solară, câmpurile magnetice și mecanismele de accelerare a ionilor și a electronilor din aceasta. Măsurătorile emisiilor de radiații solare fac posibilă determinarea temperaturii și a densității la diferite adâncimi ale atmosferei solare, pentru a studia structura și rolul câmpurilor magnetice pe Soare. Telescoapele radio permit măsurarea variațiilor de timp în puterea emisiei radio la diferite lungimi de undă și obținerea de imagini ale Soarelui în fascicule radio. Există fluctuații în fluxurile radio de la "vârfuri" în mii de secunde până la explozii radio mult mai lent, care durează minute și ore.
Intensitatea emisiei radio este de obicei caracterizată de magnitudinea temperaturii de luminozitate. Acest parametru caracterizează densitatea spectrală a fluxului de radiații al corpurilor cu spectru continuu. Temperatura de luminozitate este egală cu temperatura unui corp absolut negru de aceeași dimensiune unghiulară ca și corpul radiant și dă același flux de radiație la o anumită lungime de undă. În general, temperatura de luminozitate este determinată de formula Planck.
Telescoape radio. Cel mai simplu telescop radio pentru observarea soarelui constă dintr-o oglindă parabolică asemănătoare unei farfurie sau a unei plăci în forma sa. Toată energia undelor radio, astfel farfurioara colectate, reflectată de acesta și intră waveguide în centrul oglinzii, prin care undele radio colectate ajunge la intrarea receptorului, în cazul în care acesta este amplificat și înregistrat în memoria calculatorului sau a altui dispozitiv de înregistrare. Dacă dimensiunea antenei este de 1-3 metri, atunci este nevoie de radiații de pe întregul disc al Soarelui în același timp. Astfel de telescoape radio sunt utilizate pentru sarcinile serviciului Sun, adică să monitorizeze dezvoltarea activității sale. Dacă vrem să undele radio pentru a „vedea“ o formațiune în atmosfera solară (la fața locului, flash, proeminenta, etc.), este necesar ca rezoluția instrumentului (telescop) oferă soluții pentru piesele de soare de aceeași dimensiune, care sunt disponibile pentru ochiul uman . În acest caz, dimensiunea oglinzii ar trebui să atingă aproximativ 3000 de lungimi de undă. Aceasta este o sumă destul de mare. Pentru a obține acuitatea vizuală a telescoapelor optice moderne, mărimea antenei radio telescopice ar trebui să fie de 100 de ori mai mare. Aceste sarcini sunt disponibile tehnologii moderne, dar ele sunt rezolvate de colaborare de mai multe antene separate printr-o distanță semnificativă într-un modul radio interferometru. Un exemplu tipic de astfel de instrument este Siberian radio telescop solar (SSRT), care este format din antena 256, cu un diametru de aproximativ 2 m fiecare. Aceste antene sunt situate transversal de-a lungul a două direcții reciproc perpendiculare (est-vest și nord-sud). Sub ele trece tuneluri în care semnalele de la toate antenele sunt conectate împreună și înregistrate cu ajutorul unui computer folosind tuburi metalice-ghiduri de undă. SSRT - specializat radio telescop solar proiectat pentru a studia activitatea solara este in domeniul microundelor (5,7 GHz), în cazul în care procesele care au loc în coroana solară, observații vizibile peste discul solar. Sensibilitatea SSRT vă permite să monitorizeze regiunile active în toate etapele de dezvoltare a acestora asupra radiației de fond a atmosferei solare neperturbat. Pentru a obține imaginile radio ale unor detalii slabe în atmosfera solară, se folosește acumularea de semnale în banda de recepție completă a telescopului radio. Emisiile rapide ale erupțiilor sunt înregistrate pe interferometrele liniare adiționale care alcătuiesc SSRT. Introducerea pe etape a telescoapei radio a început în primăvara anului 1981 și a fost finalizată în 1984.
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: