§ 20. Строение солнечной атмосферы

Рис. 113. Строение солнечной атмосферы

1. Фотосфера. Диск Солнца кажется резко очерченным. Это происходит потому, что практически всё видимое излучение Солнца исходит из очень тонкого слоя — фотосферы. Слабое излучение более высоких слоёв Солнца можно наблюдать во время полного солнечного затмения, когда диск Луны полностью закрывает фотосферу и становятся видны хромосфера и корона. Фотосфера, хромосфера и корона образуют атмосферу Солнца (рис. 113).

Рисунок 114 — Солнечное пятно и фотосферная грануляция

Толщина фотосферы не превышает 300 км. В телескоп видно, что вся поверхность Солнца покрыта гранулами, каждая диаметром около 700 км. Это огромные пузыри плазмы. Рисунок, который образуют гранулы, постоянно изменяется (буквально за 5—10 мин они успевают появиться и исчезнуть). Плазма в гранулах поднимается вверх и, остывая, в межгранульных пространствах опускается вниз. Поэтому разность температур гранул и тёмных промежутков достигает 600 К.

Вид пятна и гранул в разных лучах

Процесс постоянного возникновения и исчезновения гранул в фотосфере называется грануляцией. Самые приметные объекты на Солнце — это тёмные пятна (рис. 114). Диаметры пятен иногда достигают 200 тыс. км. Совсем маленькие пятна называют порами.

Картина солнечных пятен, хотя и несколько медленнее, также постоянно меняется: пятна появляются, растут и распадаются. Время жизни групп пятен составляет два или три оборота Солнца вокруг своей оси. Пятна холоднее окружающей фотосферы на 2—2,5 тыс. градусов, поэтому на общем фоне солнечного диска они выглядят темнее. Солнечные пятна обычно появляются группами в пределах небольшой области, вытянутой параллельно экватору.

Рис. 115. Динамика изменения размеров и формы группы солнечных пятен. Вследствие вращения Солнца группы пятен кажутся перемещающимися по диску

Солнечные пята

По размерам в группе выделяются два пятна: головное (западное) пятно, идущее впереди по вращению Солнца, и хвостовое.

Систематические наблюдения солнечных пятен показывают, что Солнце вращается в направлении движения планет и плоскость солнечного экватора наклонена к плоскости эклиптики под углом 7° 15′. Также обнаружено, что угловая скорость вращения Солнца убывает от экватора к полюсам. Период вращения Солнца изменяется от 25 суток на экваторе до 30 суток у полюсов.

Солнечные циклы (видео с модели “Открытая астрономия”)

Многолетние наблюдения образования пятен на Солнце показали, что имеются циклические колебания числа пятен. Иногда их не бывает совсем, а иногда одновременно возникают десятки крупных пятен. Средняя продолжительность такого цикла составляет примерно 11 лет.

Кроме пятен, в фотосфере наблюдаются факелы — яркие области, в зоне которых часто и развиваются тёмные пятна. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, их температура на несколько сотен градусов превышает температуру фотосферы.

Образование пятен и факелов связано с магнитным полем Солнца. Индукция магнитного поля Солнца в среднем в два раза выше, чем на поверхности Земли, однако в местах появления солнечных пятен она увеличивается в тысячи раз, достигая 0,5 Тл. Это приводит первоначально к облегчению конвекции и появлению факела, а потом — к ослаблению и появлению тёмного пятна.

2. Температура фотосферы. В непрерывном спектре Солнца максимальная энергия излучения приходится на длину волны Amax = 470 нм. Тогда по закону смещения Вина получаем температуру:

3. Внешние слои атмосферы: хромосфера и корона. Над фотосферой находится хромосфера Солнца. Общая её протяжённость 10—15 тыс. км. Температура в хромосфере с высотой не падает, а растёт от 4500 К до нескольких десятков тысяч. Излучение хромосферы в сотни раз меньше фотосферного, поэтому для её наблюдения применяют специальные методы, позволяющие выделять слабое излучение. Хромосфера весьма неоднородна и представляется наблюдателю в виде постоянно вьющихся продолговатых язычков — спикул — длиной порядка 10 тыс. км. Спикулы выбрасываются из нижней хромосферы со скоростями до 30 км/с; время их жизни составляет несколько минут.

Рисунок 117 — Вспышка на Солнце

Рис. 116. Протуберанцы

На краю солнечного диска хорошо видны протуберанцы (см. рис. 110) — плотные конденсации вещества, поднятые над поверхностью линиями магнитного поля в виде арок или выступов (рис. 116). Протуберанцы бывают спокойные, активные и эруптивные. Они выделяются на фоне короны, так как имеют более высокую плотность. Скорость движения вещества активных протуберанцев достигает 200 км/с, а высота подъема — 40 радиусов Земли.

На Солнце наблюдаются взрывные выбросы энергии и вещества (со скоростью до 100 тыс. км/с), охватывающие значительные области поверхностного слоя — вспышки (рис. 117). Эти яркие образования существуют от нескольких минут до 3 часов. Обычно солнечные вспышки проходят вблизи быстро развивающихся групп солнечных пятен.

Рисунок 118 — Солнечная корона во время затмения Солнца

Солнечная корона — самая разреженная и горячая оболочка Солнца, распространяющаяся от него на несколько солнечных радиусов и имеющая температуру плазмы от 1 до 2 млн градусов (рис. 118).

Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во время полных солнечных затмений или с помощью специальных телескопов-коронографов.

Рисунок 119 — Солнце в рентгеновских лучах

Высокая температура и разреженность короны подтверждена спектральным анализом, а также по её радио- и рентгеновскому излучению. Нагревание короны до высоких температур осуществляется за счёт передачи энергии колебательных (конвективных) движений вещества из фотосферы. Волны (с частотой звуковых колебаний) в короне, где плотность вещества быстро убывает, становятся ударными. Они быстро затухают, происходит преобразование механической энергии волн в тепло. Из-за высокой температуры плотность короны убывает медленно, поэтому самые внешние слои атмосферы Солнца тянутся вплоть до орбиты Земли.

4. Магнитные поля и активные образования. Масса, радиус, количество энергии, излучаемой Солнцем, остаются практически постоянными, но на всех уровнях солнечной атмосферы наблюдаются структурные образования, изменяющие свои физические параметры во времени. Совокупность нестационарных процессов, периодически возникающих в солнечной атмосфере, называется солнечной активностью. Проявлением солнечной активности являются пятна, факелы в фотосфере, протуберанцы, вспышки и выбросы вещества в атмосфере и короне. Места, где они возникают, называются активными областями (рис. 119).

Все активные образования взаимосвязаны между собой с помощью изменяющихся магнитных полей, которые всегда присутствуют в активных областях Солнца. Центры активности, зарождаясь.

Главные выводы

1. Внешняя газовая оболочка Солнца — атмосфера — состоит из фотосферы, хромосферы и короны.
2. Локальные, периодически возникающие изменения магнитных полей, порождают активные процессы в атмосфере Солнца.
3. Активные процессы на Солнце являются причиной возникновения в слоях атмосферы пятен, факелов, протуберанцев, вспышек и др.
4. Солнечные вспышки — наиболее мощные взрывные процессы в атмосфере Солнца.
5. Солнечная активность имеет 11-летнюю цикличность.

Контрольные вопросы и задания

1. Из каких оболочек состоит атмосфера Солнца?
2. Что такое фотосфера Солнца?
3. Какие объекты характерны для фотосферы Солнца?
4. Почему солнечные пятна темнее, чем фотосфера?
5. Что понимают под грануляцией?
6. Что понимают под хромосферой и короной Солнца?
7. Какие явления наблюдаются в хромосфере и короне Солнца?
8. Что такое солнечная активность и какова её цикличность?

 

Проверь себя