Атмосфера Сонця
Умовно в атмосфері Сонця виділяють три основні шари:
- Фотосферу; Хромосферу; Корону.
Фотосфера (від грец. “Фотос” – світло) – це видима, доступна безпосереднім спостереженням поверхня Сонця. Природно, що Сонце ніякої твердої поверхні не має, тому фотосфера – це самий нижній шар сонячної атмосфери. Товщина цього шару близько 300-400 км, а щільність порядку 10-4 кг/м3.
Через швидко зростаючу з глибиною непрозорості фотосферу сонячне випромінювання з глибших шарів до нас не доходить, і побачити, що знаходиться усередині Сонця, ми не можемо.
Як всякий випромінюючий газ при досить великій товщині шару, фотосфера дає неперервний спектр, розподіл енергії в якому відповідає температурі близько 6000 К і яка зростає з глибиною.
Гранули – це нестійкі світлі утворення овальної форми, що виділяються на тлі більш темного міжгранулярного простору. Вони покривають всю фотосферу як би сіткою (грануляція). Тривалість “життя” окремої гранули від 5 до 25 хвилин. Розміри гранул близько 400-1500 км в поперечнику. Температура гранул в середньому на 200 К вище середньої температури фотосфери, а їх яскравість на 30% більше.
Наявність швидко мінливих гранул – свідчення того, що речовина фотосфери знаходиться в безперервному русі. Цей рух пов’язано з конвекцією: починаючи з глибини близько 0,3 радіусів Сонця, речовина на Сонці перемішується. Гранули – це верхівки конвективних потоків, проникаючих в фотосферу. Сонячні плями значно темніше гранул. У плям помітна чорна тінь (ядро), оточена більш світлою напівтінню, в якій видно радіально розташовані світлі прожилки. Плями здаються нам темними лише за контрастом з фотосферою. Однак самі по собі плями світять дуже яскраво – їх температура досить висока: 4300-4700 К.
Типова сонячна пляма являє собою конічну воронку, глибина якої приблизно 300-400 км.
Лінії в спектрі плям помітно розщеплені. Це пояснюється тим, що речовина плям схильна до дії сильних магнітних полів. Напруженість магнітного поля плям близько 2000 Ерстед, що в кілька тисяч разів перевищує напруженість поля у магнітних полюсів Землі і також сильно перевершує напруженість загального магнітного поля Сонця. Чим більше пляма, тим більше напруженість його поля.
Зазвичай плями спостерігаються групами. Пляма, яка розташовується першою по напрямку обертання Сонця, називається головною, а остання пляма в групі – хвостовою. Бувають роки, коли Сонце абсолютно вільно від плям протягом декількох днів і навіть тижнів, а бувають, коли одночасно спостерігаються десятки великих плям. Число плям, а особливо відносна величина покриваючої ними площі (тобто частка площі всієї півкулі Сонця) є характеристиками сонячної активності, що має кілька періодів циклічності. Основний цикл сонячної активності триває 11 років.
Іншими цікавими утвореннями на поверхні Сонця є флоккули, які мають вигляд волокон різної форми, приблизно в 1,5 рази більше яскравих, ніж фотосфера, внаслідок їх більшої температури (на 200-300 К). Якщо флоккули добре виділяються у країв сонячного диска і їх видно в білому світі, їх називають смолоскипами. Смолоскипи знаходяться вище гранул і завжди оточують плями, хоча можуть спостерігатися і окремо від них – перед утворенням або після зникнення плям у цій галузі. Іноді вони утворюють факельні поля, що покривають цілі ділянки поверхні Сонця.
Весь комплекс нестаціонарних утворень на Сонці (плями, факели тощо) називається сонячною активністю.
Наступний шар атмосфери Сонця називається хромосферою. Її легко спостерігати в моменти повних сонячних затемнень, коли можна фотографувати і її спектр. Хромосфера простягається до висот близько 12 000 км над фотосферою і має яскраво виражений червоний колір. Температура нижніх шарів хромосфери близько 5000 К; в міру підйому над фотосферою температура починає зростати і досягає 15000 К. Далі на відрізку всього 5000 км температура зростає майже до мільйона кельвінів, і хромосфера плавно переходить в сонячну корону.
У хромосфері спостерігаються найпотужніші і швидко розвиваючі процеси, звані спалахами. Слабкі спалахи зникають через 5-10 хвилин, а найпотужніші тривають кілька годин. Невеликі спалахи відбуваються на Сонці кілька разів на добу, потужні спостерігаються значно рідше. Зазвичай спалахи з’являються над плямами, особливо над тими, які швидко змінюються. Енерговиділення сонячного спалаху величезне – до 1026 Дж. Спалахи являють собою вибухові процеси, при яких вивільняється енергія магнітного поля сонячних плям. Спалахи супроводжуються потужним ультрафіолетовим, рентгенівським і радіовипромінюванням.
На краю сонячного диска під час сонячних затемнень видно яскраві виступи або арки, які як би спираються на хромосферу і вриваються в корону. Це протуберанці. За видом протуберанця, швидкостю і особливостями руху речовини в ньому його можна віднести до одного з наступних класів.
- Спокійні протуберанці відрізняються повільним рухом і зміною форми; час існування – тижні і навіть місяці; спостерігаються на всіх сонячних широтах, але взагалі ближче до полюсів Сонця; Активні протуберанці характеризуються досить швидкими рухами потоків речовини від протуберанця до фотосфери, від одного протуберанця до іншого.
Еруптивні, або вивержені, протуберанці за виглядом нагадують величезні фонтани, що досягають висот до 1,7 млн. км над поверхнею Сонця. Рухи згустків речовини в них відбуваються швидко. Протуберанці вивергаються з величезними швидкостями в сотні кілометрів на секунду і досить швидко змінюють свої обриси. При збільшенні висоти протуберанець слабшає і як би розсіюється. У деяких протуберанцях спостерігалися різкі зміни швидкості руху окремих згустків.
Корональні викиди виникають над хромосферою у вигляді невеликих хмарок, що зливаються потім в одну хмару, з якої окремими струменями вниз до хромосфери спускаються потоки речовини, що світиться.
Протуберанці класифіковані за характером руху речовини в них та їх формі.
- I тип (зустрічається рідко) має форму хмари або струменя диму, розвиток починається від основи – речовина протуберанця піднімається по спіралі на великі висоти. Швидкість руху речовини може досягати 700 км / с. На висоті близько 100 тис. км від протуберанця відокремлюються шматки, падаючі потім назад по траєкторіях, що нагадує силові лінії магнітного поля; II тип має форму викривлених струменів, що починаються і закінчуються на поверхні Сонця. Вузли та струмені рухаються як би по магнітним силовим лініям. Швидкості руху згустків змінюються від декількох десятків кілометрів на секунду до 100 км / с. На невеликих висотах (кілька сотень тисяч кілометрів) струмені і згустки згасають; III тип має форму чагарнику або дерева; досягає дуже великих розмірів. Рухи згустків (зі швидкостями до десятків кілометрів на секунду) мають характер невпорядкованих рухів.
Сонячна корона являє собою самі зовнішні шари атмосфери Сонця. Її можна спостерігати не тільки в моменти сонячних затемнень, але і за допомогою спеціального телескопа – коронографа.
Форма корони не залишається постійною. У роки максимумів сонячної активності, коли на поверхні Сонця багато плям, корона майже кругла. Коли плям мало, корона сильно витягнута в площині екватора Сонця. Самі зовнішні частини корони, що складаються з хмар іонізованого газу, простягаються до 30-40 радіусів Сонця. У роки максимумів сонячної активності ця надкорона простежується ще далі.
Корона складається з надзвичайно розрідженої плазми.
Довгий час не могли точно визначити хімічний склад корони – корональні лінії не ототожнювалися з жодним хімічним елементом. Виявилося, що ці лінії належать багаторазово іонізованним (до 15 разів!) атомам заліза, аргону, нікелю, кальцію та деяких інших елементів. Така висока іонізація в дуже розрідженій речовині Корони можлива тільки при температурах до 1-2 млн. кельвінів!
(1 votes, average: 5.00 out of 5)