Части солнечной атмосферы. Атмосфера

Чтобы познакомиться с внутренним строением Солнца, совершим сейчас воображаемое путешествие из центра светила к его поверхности. Но как мы будем определять температуру и плотность солнечного шара на различных глубинах? Как сможем узнать, какие процессы совершаются внутри Солнца?

Оказывается, большинство физических параметров звезд (наше Солнце тоже звезда!) не измеряются, а рассчитываются теоретически с помощью компьютеров. Исходными для таких вычислений служат лишь некоторые общие характеристики звезды, например ее масса, радиус, а также физические условия, господствующие на ее поверхности: температура, протяженность и плотность атмосферы и тому подобное. Химический состав звезды (в частности, Солнца) определяется спектральным путем. И вот на основании этих данных астрофизик-теоретик создаст математическую модель Солнца. Если такая модель соответствует результатам наблюдений, то ее можно считать достаточно хорошим приближением к действительности. А мы, опираясь на такую модель, постараемся представить себе всю экзотику глубин вели кого светила.

Центральная часть Солнца называется его ядром. Вещество внутри солнечного ядра чрезвычайно сжато. Его радиус равен примерно 1/4 радиуса Солнца, а объем составляет 1/45 часть (немногим более 2%) от полного объема Солнца. Тем не менее в ядре светила упакована почти половина солнечной массы. Это стало возможно благодаря очень высокой степени ионизации солнечного вещества. Условия там точно такие, какие нужны для работы термоядерного реактора, Ядро представляет собой гигантскую управляемую силовую станцию, где рождается солнечная энергия.

Переместившись из центра Солнца примерно на 1/4 его радиуса, мы вступаем в так называемую зону переноса энергии излучением. Эту самую протяженную внутреннюю область Солнца можно представить себе наподобие стенок ядерного котла, через которые солнечная энергия медленно просачивается наружу. Но чем ближе к поверхности Солнца, тем меньше температура и давление. В результате возникает вихревое перемешивание вещества и перенос энергии совершается преимущественно самим веществом. Такой способ передачи энергии называется конвекцией, а подповерхностный слой Солнца, где она происходит,— конвективной зоной. Исследователи Солнца считают, что ее роль в физике солнечных процессов исключительно велика. Ведь именно здесь зарождаются разнообразные движения солнечного вещества и магнитные поля.

Наконец мы у видимой поверхности Солнца. Поскольку наше Солнце — звезда, раскаленный плазменный шар, у него, в отличие от Земли, Луны, Марса и им подобных планет, не может быть настоящей поверхности, понимаемой в полном смысле этого слова. И если мы говорим о поверхности Солнца, то это понятие условное.

Видимая светящаяся поверхность Солнца, расположенная непосредственно над конвективной зоной, называется фотосферой, что в переводе с греческого означает «сфера света».

Фотосфера — это 300-километровый слой. Именно отсюда приходит к нам солнечное излучение. И когда мы смотрим на Солнце с Земли, то фотосфера является как раз тем слоем, который пронизывает наше зрение. Излучение же из более глубоких слоев к нам уже не доходит, и увидеть их невозможно.

Температура в фотосфере растет с глубиной и в среднем оценивается в 5800 К.

Из фотосферы исходит основная часть оптического (видимого) излучения Солнца. Здесь средняя плотность газа составляет менее 1/1000 плотности воздуха, которым мы дышим, а температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается до 4800 К. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии.

Астрофизики за поверхность великого светила принимают основание фотосферы. Саму же фотосферу они считают самым нижним (внутренним) слоем солнечной атмосферы. Над ним расположено еще два слоя, которые образуют внешние слои солнечной атмосферы,— хромосфера и корона. И хотя резких границ между этими тремя слоями не существует, познакомимся с их главными отличительными признаками.

Желто-белый свет фотосферы обладает непрерывным спектром, то есть имеет вид сплошной радужной полоски с постепенным переходом цветов от красного к фиолетовому. Но в нижних слоях разреженной хромосферы, в области так называемого температурного минимума, где температура опускается до 4200 К, солнечный свет испытывает поглощение, благодаря которому в спектре Солнца образуются узкие линии поглощения. Их называют фраунгоферовыми линиями, по имени немецкого оптика Иозефа Фрау и гофера, который в 1816 году тщательно измерил длины волн 754 линии.

На сегодняшний день в спектре Солнца зарегистрировано свыше 26 тыс. темных линий различной интенсивности, возникающих из-за поглощения света «холодными» атомами. И поскольку каждый химический элемент имеет свой характерный набор линий поглощения, это дает возможность определить его присутствие во внешних слоях солнечной атмосферы.

Химический состав атмосферы Солнца подобен составу большинства звезд, образовавшихся в течение нескольких последних миллиардов лет (их называют звездами второго поколения). По сравнению со старыми небесными светилами (звездами первого поколения) они содержат в десятки раз больше тяжелых элементов, то есть элементов, которые тяжелее гелия. Астрофизики считают, что тяжелые элементы впервые появились в результате ядерных реакций, протекавших при взрывах звезд, а возможно, даже во время взрывов галактик. В период образования Солнца межзвездная среда уже была достаточно хорошо обогащена тяжелыми элементами (само Солнце еще не производит элементы тяжелее гелия). Но паша Земля и другие планеты конденсировались, видимо, из того же газопылевого облака, что и Солнце. Поэтому не исключено, что, изучая химический состав нашего дневного светила, мы изучаем также состав первичного протопланетного вещества.

Поскольку температура в солнечной атмосфере меняется с высотой, на разных уровнях линии поглощения создаются атомами различных химических элементов. Это позволяет изучать различные атмосферные слои великого светила и определять их протяженность.

Над фотосферой расположен более разреженный слог! атмосферы Солнца, который называется хромосферой, что означает «окрашенная сфера». Ее яркость во много раз меньше яркости фотосферы, поэтому хромосфера бывает видна только в короткие минуты полных солнечных затмений, как розовое кольцо вокруг темного диска Луны. Красноватый цвет хромосфере придает излучение водорода. У этого газа наиболее интенсивная спектральная линия — На— находится в красной области спектра, а водорода в хромосфере особенно много.

По спектрам, полученным во время солнечных затмений, видно, что красная линия водорода исчезает на высоте примерно 12 тыс. км над фотосферой, а липни ионизованного кальция перестают быть видимыми на высоте 14 тыс. км. Вот эта высота и рассматривается как верхняя граница хромосферы. По мере подъема растет температура, достигая в верхних слоях хромосферы 50 000 К. С возрастанием температуры усиливается ионизация водорода, а затем и гелия.

Повышение температуры в хромосфере вполне объяснимо. Как известно, плотность солнечной атмосферы быстро убывает с высотой, а разреженная среда излучает энергии меньше, чем плотная. Поэтому поступающая от Солнца энергия разогревает верхнюю хромосферу и лежащую над ней корону.

В настоящее время гелиофизики с помощью специальных приборов наблюдают хромосферу не только во время солнечных затмений, но и в любой ясный день. Во время полных солнечных затмений можно увидеть самую внешнюю оболочку солнечной атмосферы — корону — нежное жемчужно-серебристое сияние, простирающееся вокруг затмившегося Солнца. Общая яркость короны составляет примерно одну миллионную долю света Солнца или половину света полной Луны.

Солнечная корона представляет собой сильно разреженную плазму с температурой, близкой к 2 млн К. Плотность коронального вещества в сотни миллиардов раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли. В подобных условиях атомы химических элементов не могут находиться в нейтральном состоянии: их скорость настолько велика, что при взаимных столкновениях они теряют практически все свои электроны и многократно ионизуются. Вот почему солнечная корона состоит в основном из протонов (ядер атомов водорода), ядер гелия и свободных электронов.

Исключительно высокая температура короны приводит к тому, что ее вещество становится мощным источником ультрафиолетового и рентгеновского излучений. Для наблюдений в этих диапазонах электромагнитного спектра используются, как известно, специальные ультрафиолетовые и рентгеновские телескопы, установленные на космических аппаратах и орбитальных научных станциях.

С помощью радиометодов (солнечная корона интенсивно излучает дециметровые и метровые радиоволны) корональные лучи «просматриваются» до расстояний в 30 солнечных радиусов от края солнечного диска. С удалением от Солнца плотность короны очень медленно уменьшается, и самый верхний ее слой вытекает в космическое пространство. Так образуется солнечным ветер.

Только за счет улетучивания корпускул масса Солнца ежесекундно уменьшается не менее чем на 400 тыс. т.

Солнечный ветер обдувает все пространство нашей планетной системы. К го начальная скорость достигает более 1000 км/с, но потом она медленно уменьшается. У орбиты Земли средняя скорость ветра около 400 км/с. Ом сметает па своем пути все газы, выделяемые планетами и кометами, мельчайшие метеорные пылинки и даже частицы галактических космических лучей малых энергий, унося весь этот «мусор» к окраинам планетной системы. Образно говоря, мы как бы купаемся в короне великого светила...

> Из чего состоит Солнце

Узнайте, из чего состоит Солнце : описание структуры и состава звезды, перечисление химических элементов, количество и характеристика слоев с фото, диаграмма.

С Земли, Солнце выглядит как гладкий огненный шар, и до открытия комическим кораблём Galileo пятен на Солнце, многие астрономы считали, что оно идеальной формы без дефектов. Теперь мы знаем, что Солнце состоит из нескольких слоёв, как и Земля, каждый из которых выполняет свою функцию. Эта структура Солнца, похожая на массивную печь, является поставщиком всей энергии на Земле, необходимой для земной жизни.

Из каких элементов состоит Солнце?

Если бы у вас получилось разложить звезду на части, и сравнить составные элементы, вы бы поняли, что состав представляет собою 74% водорода и 24% гелия. Также, Солнце состоит из 1% кислорода, и оставшийся 1% - это такие химические элементы таблицы Менделеева, как хром, кальций, неон, углерод, магний, сера, кремний, никель, железо. Астрономы полагают, что элемент тяжелее гелия – это металл.

Как появились все эти элементы Солнца? В результате Большого Взрыва появились водород и гелий. В начале становления Вселенной, первый элемент, водород, появился из элементарных частиц. Из-за большой температуры и давления условия во Вселенной были как в ядре звезды. Позже, водород синтезировался в гелий, пока во Вселенной была высокая температура, необходимая для протекания реакции синтеза. Существующие пропорции водорода и гелия, которые есть во Вселенной сейчас, сложились после Большого Взрыва и не изменялись.

Остальные элементы Солнца созданы в других звездах. В ядрах звезд постоянно происходит процесс синтеза водорода в гелий. После выработки всего кислорода в ядре, они переходят на ядерный синтез более тяжелых элементов, таких как литий, кислород, гелий. Многие тяжелые металлы, которые есть в Солнце, образовывались и в других звездах в конце их жизни.

Образование самых тяжелых элементов, золота и урана, происходило, когда звезды, во много раз больше нашего Солнца, детонировали. За доли секунды образования черной дыры, элементы сталкивались на большой скорости и образовывались самые тяжелые элементы. Взрыв раскидал эти элементы по всей Вселенной, где они помогли образоваться новым звездам.

Наше Солнце собрало в себя элементы, созданные Большим Взрывом, элементы от умирающих звезд и частицы появившихся в результате новых детонаций звезд.

Из каких слоев состоит Солнце

На первый взгляд, Солнце - просто шар, состоящий из гелия и водорода, но при более глубоком изучении видно, что оно состоит из разных слоев. При движении к ядру, температура и давление увеличиваются, в результате этого были созданы слои, так как при различных условиях водород и гелий имеют разные характеристики.

Солнечное ядро

Начнем наше движение по слоям от ядра к наружному слою состава Солнца. Во внутреннем слое Солнца – ядре, температура и давление очень высокие, способствующие для протекания ядерного синтеза. Солнце создает из водорода атомы гелия, в результате этой реакции образуется свет и тепло, которые доходят до . Принято считать, что температура на Солнце около 13,600,000 градусов по Кельвину, а плотность ядра в 150 раз выше плотности воды.

Ученые и астрономы считают, что ядро Солнца достигает около 20% длины солнечного радиуса. И внутри ядра, высокая температура и давление способствуют разрыву атомов водорода на протоны, нейтроны и электроны. Солнце преобразовывает их в атомы гелия, не смотря на их свободно плавающее состояние.

Такая реакция называется экзотермической. При протекании этой реакции выделяется большое количество тепла, равное 389 х 10 31 дж. в секунду.

Радиационная зона Солнца

Эта зона берет свое начало у границы ядра (20% солнечного радиуса), и достигает длины до 70% радиуса Солнца. Внутри этой зоны находится солнечное вещество, которое по своему составу достаточно плотное и горячее, поэтому тепловое излучение проходит через него, не теряя тепло.

Внутри солнечного ядра протекает реакция ядерного синтеза – создание атомов гелия в результате слияния протонов. В результате этой реакции происходит большое количество гамма-излучения. В данном процессе испускаются фотоны энергии, затем поглощаются в радиационной зоне и испускаются различными частицами вновь.

Траекторию движения фотона принято называть «случайным блужданием». Вместо движения по прямой траектории к поверхности Солнца, фотон движется зигзагообразно. В итоге, каждому фотону необходимо примерно 200.000 лет для преодоления радиационной зоны Солнца. При переходе от одной частицы к другой частице происходит потеря энергии фотоном. Для Земли это хорошо, ведь мы бы могли получать лишь гамма-излучение, идущее от Солнца. Фотону, попавшему в космос необходимо 8 минут для путешествия к Земле.

Большое количество звезд имеют радиационные зоны, и их размеры напрямую зависит от масштаба звезды. Чем меньше звезда, тем меньше будут зоны, большую часть которой будет занимать конвективная зона. У самых маленьких звезд могут отсутствовать радиационные зоны, а конвективная зона будет достигать расстояние до ядра. У самых больших звезд ситуация противоположная, радиационная зона простирается до поверхности.

Конвективная зона

Конвективная зона находится снаружи радиационной зоны, где внутреннее тепло Солнца перетекает по столбам горячего газа.

Почти все звезды имеют такую зону. У нашего Солнца она простирается от 70% радиуса Солнца до поверхности (фотосферы). Газ в глубине звезды, у самого ядра, нагреваясь, поднимается на поверхность, как пузырьки воска в лампадке. При достижении поверхности звезды, происходит потеря тепла, при охлаждении газ обратно погружается к центру, за возобновлением тепловой энергии. Как пример, можно привезти, кастрюля с кипящей водой на огне.

Поверхность Солнца похожа на рыхлую почву. Эти неровности и есть столбы горячего газа, несущие тепло к поверхности Солнца. Их ширина достигает 1000 км, а время рассеивания достигает 8-20 минут.

Астрономы считают, что звезды маленькой массы, такие как красные карлики, имеющие только конвективную зону, которая простирается до ядра. У них отсутствует радиационная зона, что нельзя сказать о Солнце.

Фотосфера

Единственный видимый с Земли слой Солнца – . Ниже этого слоя, Солнце становится непрозрачным, и астрономы используют другие методы для изучения внутренней части нашей звезды. Температуры поверхности достигает 6000 Кельвин, светится желто-белым цветом, видимым с Земли.

Атмосфера Солнца находится за фотосферой. Та часть Солнца, которая видна во время солнечного затмения, называется .

Строение Солнца в диаграмме

NASA специально разработало для образовательных потребностей схематическое изображение строения и состава Солнца с указанием температуры для каждого слоя:

• (Visible, IR and UV radiation) – это видимое излучение, инфракрасное излучение и ультрафиолетовое излучение. Видимое излучение – это свет, которые мы видим приходящим от Солнца. Инфракрасное излучение – это тепло, которое мы ощущаем. Ультрафиолетовое излучение – это излучение, дающее нам загар. Солнце производит эти излучения одновременно.
• (Photosphere 6000 K) – Фотосфера – это верхний слой Солнца, поверхность его. Температура 6000 Кельвин равна 5700 градусов Цельсия.
• Radio emissions (пер. Радио эмиссия) – Помимо видимого излучения, инфракрасного излучения и ультрафиолетового излучения, Солнце отправляет радио эмиссию, которую астрономы обнаружили с помощью радиотелескопа. В зависимости от количества пятен на Солнце, эта эмиссия возрастает и снижается.
• Coronal Hole (пер. Корональная дыра) – Это места на Солнце, где корона имеет небольшую плотность плазмы, в результате она темнее и холоднее.
• 2100000 К (2100000 Кельвин) – Радиационная зона Солнца имеет такую температуру.
• Convective zone/Turbulent convection (пер. Конвективная зона/Турбулентная конвекция) – Это места на Солнце, где тепловая энергия ядра передается с помощью конвекции. Столбы плазмы доходят до поверхности, отдают своё тепло, и вновь устремляются вниз, чтоб вновь нагреться.
• Coronal loops (пер. Корональные петли) – петли, состоящие из плазмы, в атмосфере Солнца, движущиеся по магнитным линиям. Они похожи на огромные арки, простирающиеся от поверхности на десятки тысяч километров.
• Core (пер. Ядро) – это солнечное сердце, в котором происходит ядерный синтез, при помощи высокой температуры и давления. Вся солнечная энергия происходит из ядра.
• 14,500,000 К (пер. 14,500,000 Кельвин) – Температура солнечного ядра.
• Radiative Zone (пер. Радиационная зона) – Слой Солнца, где энергия передается при помощи радиации. Фотон преодолевает радиационную зону за 200.000 и выходит в открытый космос.
• Neutrinos (пер. Нейтрино) – это ничтожно маленькие по массе частицы, исходящие из Солнца в результате реакции ядерного синтеза. Сотни тысяч нейтрино проходят через тело человека ежесекундно, но никакого вреда нам не приносят, мы их не чувствуем.
• Chromospheric Flare (пер. Хромосферная вспышка) – Магнитное поле нашей звезды может закручиваться, а потом резко разрывается в различных формах. В результате разрывов магнитных полей появляются мощные рентгеновские вспышки, исходящие из поверхности Солнца.
• Magnetic Field Loop (пер. Петля магнитного поля) – Магнитное поле Солнца находится над фотосферой, и видно, так как раскаленная плазма движется по магнитным линиям в атмосфере Солнца.
• Spot– A sunspot (пер. Солнечные пятна) – Это места на поверхности Солнца, где магнитные поля проходят через поверхность Солнца, и на них температура ниже, часто в виде петли.
• Energetic particles (пер. Энергичные частицы) – Они исходят из поверхности Солнца, в результате создается солнечный ветер. В солнечных бурях их скорость достигает скорости света.
• X-rays (пер. Рентгеновские лучи) – невидимые для глаза человека лучи, образующиеся во вспышек на Солнце.
• Bright spots and short-lived magnetic regions (пер. Яркие пятна и недолгие магнитные регионы) – Из-за перепада температур на поверхности Солнца появляются яркие и тусклые пятна.

Спектральный анализ солнечных лучей показал, что больше всего в нашей звезде водорода (73% от массы звезды) и гелия (25%). На остальные элементы (железо, кислород, никель, азот, кремний, сера, углерод, магний, неон, хром, кальций, натрий) приходится всего 2%. Все вещества, обнаруженные на Солнце, есть и на Земле, и на других планетах, что говорит об их едином происхождении. Средняя плотность вещества Солнца - 1,4 г/см3.

Как изучают Солнце

Солнце - это « » с множеством слоев, имеющих разный состав и плотность, в них проходят разные процессы. В привычном человеческому глазу спектре наблюдение звезды невозможно, однако в настоящее время созданы , телескопы, радиотелескопы и прочие приборы, фиксирующие ультрафиолетовое, инфракрасное, рентгеновское излучения Солнца. С Земли наиболее эффективным является наблюдение во время солнечного затмения. В этот короткий период астрономы во всем мире изучают корону, протуберанцы, хромосферу и различные явления, происходящие на единственной доступной для такого подробного изучения звезде.

Структура Солнца

Корона - внешняя оболочка Солнца. У нее очень низкая плотность, из-за этого ее видно только во время затмения. Толщина внешней атмосферы неравномерна, поэтому время от времени в ней появляются дыры. Через эти дыры в космос со скоростью 300-1200 м/с устремляется солнечный ветер - мощный поток энергии, который на земле становится причиной северных сияний и магнитных бурь.

Хромосфера - слой газов, достигающий толщины 16 тыс. км. В ней происходит конвекция раскаленных газов, которые, от поверхности нижнего слоя (фотосферы), вновь опускаются назад. Именно они «прожигают» корону и образуют потоки солнечного ветра длиной до 150 тыс. км.

Фотосфера - это плотный непрозрачный слой толщиной 500-1 500 км, в котором происходят сильнейшие огненные бури диаметром до 1 тыс. км. Температура газов фотосферы - 6 000 оС. Они поглощают энергию из нижележащего слоя и выделяют ее в виде тепла и света. Структура фотосферы напоминает гранулы. Разрывы в слое воспринимаются, как пятна на Солнце.

Конвективная зона толщиной 125-200 тыс. км - солнечная оболочка, в которой газы постоянно обмениваются энергией с радиационной зоной, нагреваясь, поднимаются к фотосфере и, охлаждаясь, вновь спускаются вниз за новой порцией энергии.

Радиационная зона имеет толщину 500 тыс. км и очень высокую плотность. Здесь вещество подвергается бомбардировке гамма-лучами, которые преобразуются в менее радиоактивные ультрафиолетовые (UV) и рентгеновские (X) лучи.

Кора, или ядро, - солнечный «котел», где постоянно происходят протон-протонные термоядерные реакции, благодаря которым звезда и получает энергию. Атомы водорода превращаются в гелий при температуре 14 х 10 в оС. Здесь титаническое давление - триллион кг на каждый кубический см. Ежесекундно здесь превращается 4,26 млн тонн водорода в гелий.

Атмосфера

Земная 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

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 отрицательные ионы 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 солнечной активности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма - хороший проводник, она не может перемешиваться поперёк линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъём горячих газов снизу тормозится, и возникает тёмная область - солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем чёрным, хотя в действительности яркость его слабее только раз в десять.

С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки - поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна как правило, состоят из тёмной части (ядра) и менее тёмной - полутени, структура которой придаёт пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы - хромосферу и корону.

Хромосфера

Хромосфера (греч. “сфера цвета”) названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы 10- 15 тыс. километров.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы.

Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов - и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы “фонтаны”, “облака”, “воронки”, “кусты”, “арки” и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окружёнными плавными изогнутыми струями, которые стекают в хромосферу или вытекают из неё, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы - протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска тёмными, длинными и изогнутыми волокнами.

Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и Хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца.

Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по частям. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.

Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих её газов.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки - всё это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.

Корона

В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца - корона - обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а её слабое продолжение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъёме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы его атмосфера не должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна. Следовательно, имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1 - 2 млн градусов!

Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва лишь начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Поэтому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точно определить её цвет.

Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу её часть, так называемая внутренняя корона, сравнительно яркая, в то время как далеко простирающаяся внешняя корона представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографиях хорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках, где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершенно незаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить сразу несколько снимков короны - с большими и маленькими выдержками. Или же корону фотографируют, помещая перед фотопластиной специальный “радиальный” фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На такихснимках её структуру можно проследить до расстояний во много солнечных радиусов.