Солнечная атмосфера

Солнечная атмосфера.

Атмосфера Земная атмосфера — это воздух, ко¬торым мы дышим, привычная нам га¬зовая оболочка Земли. Такие обо¬лочки есть и у других планет. Звёзды целиком состоят из газа, но их внеш¬ние слои также именуют атмосферой. При этом внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не погло¬щаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство.

Фотосфера

Солнца начинается на 200—300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосфе¬рой. Поскольку их толщина составля¬ет не более одной трёхтысячной до¬ли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхно¬стью Солнца.

Плотность газов в фотосфере при¬мерно такая же, как в земной страто¬сфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фо¬тосферы 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 мо¬лекулы газа распадаются на отдель¬ные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется отно¬сительно немного простейших моле¬кул и радикалов типа Н2, 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 «холод¬ном» 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 воз¬никновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непро¬зрачность 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 — «виде¬ние»). 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 увеличени¬ем 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 действи¬тельности 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 час¬ти (ядра) и менее тёмной — полуте¬ни, структура которой придаёт пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факель¬ными полями.

Фотосфера постепенно перехо¬дит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы — хро¬мосферу и корону.

ХРОМОСФЕРА

Хромосфера (греч. «сфера цвета») на¬звана так за свою красновато-фиоле¬товую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что за¬тмившего Солнце. Хромосфера весь¬ма неоднородна и состоит в основ¬ном 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 гигант¬ской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возраста¬ют, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится го¬рячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной ат¬мосферы, которые расположены вы¬ше хромосферы.

Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов — и не дожидаясь затме¬ний) над поверхностью Солнца мож¬но наблюдать причудливой формы «фонтаны», «облака», «воронки», «кус¬ты», «арки» и прочие ярко светящие¬ся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижны¬ми или медленно изменяющимися, окружёнными плавными изогнутыми струями, которые стекают в хромосферу или вытекают из неё, под¬нимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосфе¬ры — 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 сло¬ями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу пото¬му, что их вещество поддерживается магнитными полями активных обла¬стей Солнца.

Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский ас¬троном Пьер Жансен и его англий¬ский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него находится протубе¬ранец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по час¬тям. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других хи¬мических элементов тоже присутству¬ют, но они намного слабее.

Некоторые протуберанцы, про¬быв долгое время без заметных изме¬нений, 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 движе¬ние 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 не¬сколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях во¬дорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультра¬фиолетовое и рентгеновское излуче¬ние: порой его мощность в несколь¬ко раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковол¬новой области спектра до вспышки.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки — всё это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце стано¬вится больше.

Корона

В отличие от фотосферы и хромо¬сферы самая внешняя часть атмосфе¬ры Солнца — корона — обладает огромной протяжённостью: она про¬стирается на миллионы километров, что соответствует нескольким сол¬нечным радиусам, а её слабое продол¬жение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значитель¬но 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 необы¬чайно обширна. Следовательно, име¬ются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в ко¬роне, разогретой до температуры 1 — 2 млн градусов!

Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного за¬тмения. Правда, за те несколько ми¬нут, что она длится, очень трудно за¬рисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз на¬блюдателя едва лишь начинает при¬выкать к внезапно наступившим су¬меркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвеща¬ет о конце затмения. Поэтому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точ¬но определить её цвет.

Изобретение фотографии дало ас¬трономам объективный и докумен¬тальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже