Атмосфера Солнца

Атмосфера Солнца

Атмосферой Солнца называют три внешних слоя Солнца, расположенные выше конвективной зоны, и состоящие (по числу атомов) в основном из водорода, 10% гелия, 1/1000 углерода, азота и кислорода и 1/10 000 металлов вместе со всеми остальными химическими элементами. 
Атмосферу Солнца принято разделять на фотосферу, хромосферу и корону, которая переходит в солнечный ветер.

Фотосфера

Фотосфера (перевод  с греческого "сфера света") - слой атмосферы звезды,кажущаяся поверхность Солнца, В фотосфере формируется доходящий до нас непрерывный спектр оптического излучения звезд.  
Толщина фотосферы Солнца - 300-400 км. Для Солнца температура в фотосфере уменьшается с высотой от 8000-10000 ^oК до минимальной на Солнце температуры около 4300 ^oК.  
. Плотность фотосферы составляет от 10^-8 до 10^-9 г/смЗ (концентрация частиц от 10<¹⁵ до 10¹⁶ 1/см3), давление около 0.1 атм. 
При таких условиях все атомы с небольшими потенциалами ионизации (в несколько вольт, например Na, K, Ca) оказываются ионизованными. Остальные элементы, в том числе водород, энергия ионизации которого 13.6 эВ, остаются преимущественно в нейтральном состоянии. Фотосфера - единственный на Солнце слой, где водород почти нейтрален.  
Поверхность Фотосферы Солнца покрыта гранулами. Размер гранул от 200 до 2000 км, продолжительность их существования от 1 до 10 мин. Гранулы являются верхушками конвективных ячеек, расположенных в конвективной зоне.

Хромосфера

Хромосфера  обнаруживается при полном солнечном затмении как тонкий окрашенный (розоватый) ободок вокруг Солнца. Отсюда и ее название. 
 
Ее толщина около 15*10³ км. Концентрация частиц в хромосфере ниже, чем в фотосфере, и уменьшается с высотой от 10¹⁴ до 10¹⁰ 1/см3. Температура в хромосфере растет с высотой неравномерно: в нижней части - медленно,4500-4800 ^оК, а в средней и верхней частях - быстро, достигая на границе с короной в переходном слое значений 10^{6 о}К . В хромосфере по мере продвижения вверх последовательно ионизуются водород, гелий и др. химические элементы. До высоты 1500 км лежит сравнительно плотная нижняя хромосфера, а выше простираются средний (1500-4000 км) и верхний слои, отличающиеся очень неоднородной структурой. 
Наиболее мелкие структурные образования в хромосфере называются спикулами. Они имеют продолговатую форму, причем вытянуты преимущественно в радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч километров, а толщина - около одной тысячи километров. Со скоростями в несколько десятков километров в секунду спикулы поднимаются из хромосферы в корону и растворяются в ней. Таким образом, через спикулы происходит обмен веществом между хромосферой и вышележащей короной. Спикулы, в свою очередь, образуют более крупную структуру, называемую хромосферной сеткой. Она состоит из отдельных ячеек размером (30 -60 )*10³ км.  
 
Часто наблюдается фибрильная структура хромосферы, отражающая характер магнитных полей, вынесенных конвекцией из-под фотосферы в хромосферу, т.е. фибриллы - это петли магнитного поля на поверхности Солнца. Интенсивное появление фибрилл сопутствует рождению новой активной области на Солнце. В активные периоды в хромосфере Солнца наблюдают вспышки и флоккулы. (см солнечная активность)

Солнечная корона

Солнечная корона - самая внешняя  и очень разреженная часть  атмосферы Солнца, продолжающаяся в  виде движущейся от Солнца плазмы - солнечного ветра - в межпланетное пространство. (см. Солнечный ветер)  
Между хромосферой и короной находится переходная область, плотность в которой меняется от 10^-12 до 10^-15 г/см3 (концентрация частиц - от 10¹² до 10⁹ 1/см3), а температура - от 1*10⁴ до 1,5*10⁶ К. Рост температуры, определяется быстрым падением плотности вещества с высотой и накачкой энергии за счет процессов поглощения акустических и магнитозвуковыx волн, распространяющихся от фотосферы 
Корону можно условно разделить на три зоны: внутреннюю (r < 1,3R_C), среднюю (1,3 < r < 2,5 R_C ) и внешнюю (r > 2,5 R_C ).  
Средняя температура короны 1,5*106 К. С высотой температура короны меняется мало. Плотность короны у переходной области ~ 10^-15 г/смЗ (концентрация частиц 10⁸ см-3), а на расстоянии 3RC плотность ~ 6*10^-19 г/смЗ, (концентрация 4.10⁵ см-3).  
По своему составу корональный газ сходен с фотосферным. Атомы почти полностью лишены всех своих электронов, т.е. корона представляет собой практически полностью ионизированную плазму. 
Структура короны довольно сложна, она включает в себя крупные образования, удаляющиеся от Солнца в виде "опахал" или в виде "лучей". Плотность вещества в этих образованиях, по-видимому, почти на порядок выше, чем в окружающей короне. 
 
  С другой стороны, в полярных областях постоянно существуют так называемые корональные дыры - области с аномально низкими температурами, с исключительно низкой плотностью.  
 
Темные области на снимке в рентгене– корональные дыры  
 
Их общая площадь достигает 15% от всей площади поверхности Солнца, на низких широтах площади корональных дыр меньше 2-5% площади поверхности Солнца. Время жизни одной дыры может превышать 5 оборотов Солнца (до 20 оборотов).  
Корональные дыры связаны с униполярными областями в фотосфере. 
В этих областях происходит усиление истечения плазмы солнечного ветра, оказывающего существенное влияние на геофизические явления.  
 
Яркость короны в миллион раз меньше яркости фотосферы. Наблюдать солнечную корону невооруженным глазом можно только во время полной фазы солнечных затмений. Вне затмений с поверхности Земли корону наблюдают при помощи специальных телескопов - коронографов.   

Корональные транзиенты Общее название коротроживущих изменений в короне, в основоном используется для описания выходящих из С. плазменных облаков - Корональных выбросов масс (Coronal Mass Ejection). 
Этими мощными выбросами плазменного вещества уносится примерно половина общей энергии солнечной вспышки. CME проходит через солнечную корону и со скоростью порядка 1000 км/с достигает орбиты Земли через 1 – 2 суток. Солнечные корпускулярные потоки, взаимодействуя с земной магнитосферой, вызывают магнитные бури и магнитосферные суббури.  
 
Магнитное поле Солнца разделяется на два типа - общее поле и локальные поля. 
Общее магнитное поле Солнца - это поле полоидального типа, вытянутое вдоль солнечных меридианов и подобное полю дипольного типа. Его напряженность на уровне фотосферы составляет 1-2 Гс. Общее поле Солнца периодически, приблизительно раз в 11 лет меняет свою полярность на противоположную. Полный период Т = 22 года. 
Общее поле состоит из множества мелких структур разной полярности и размеров, напряженностью до 10-20 Гс.  
Локальные магнитные поля активных образований на Солнце разделяются на биполярные (ВМ) и униполярные (UM) области. Напряженность поля |B| в ВМ-областях варьирует от 0,1 до нескольких сотен гаусс. Знак поля различен в различных частях этих областей, и, поскольку они вытянуты вдоль линии восток-запад, в них всегда можно выделить ведущую (р) и ведомую (f) полярности. Эти полярности различны в северном и южном полушариях и меняют знак с началом каждого нового 11-летнего цикла. 
UM-области по сравнению с ВМ-областями располагаются ближе к полюсам и имеют меньшую напряженность магнитного поля, но большую площадь и продолжительность жизни: для UM-области характерно В ~ 2 Гс, r~0,1R_C, Т~5-7 оборотов Солнца. Развитие ВМ- и UM-областей предшествует появлению активных областей на Солнце и завершается после исчезновения.