Наша ближайшая звезда - Солнце

сохранения энергии  их общая энергия сохраняется, а  потому энергия каждого из

них уменьшается. Так возникают кванты все меньших  и меньших энергий. Мощные

гамма-кванты как бы дробятся на менее энергичные кванты – сначала

рентгеновских, потом ультрафиолетовых и, наконец, видимых и инфракрасных

лучей. В итоге  наибольшее количество энергии Солнце излучает в видимом свете,

и не случайно наши глаза чувствительны именно к  нему.

Как мы уже говорили, кванту требуется очень много  времени, чтобы просочиться

через плотное  солнечное вещество наружу. Так что  если бы "печка" внутри

Солнца вдруг  погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.

На своем пути через внутренние солнечные слои поток энергии встречает такую

область, где непрозрачность газа сильно возрастает. Это конвективная зона

Солнца. Здесь энергия  передается уже не излучением, а  конвекцией.

Суть конвекции  состоит в том, что огромные потоки горячего газа поднимаются

вверх, где отдают свое тепло окружающей среде, а охлажденный  солнечный газ

опускается вниз. Похоже, что солнечное вещество кипит  и перемешивается, как

вязкая рисовая  каша на огне.

Конвективная зона начинается примерно на расстоянии 0,7 радиуса от центра и

простирается практически  до самой видимой поверхности  Солнца (фотосферы), где

перенос основного  потока энергии вновь становится лучистым. Однако по инерции

сюда все же проникают горячие потоки из более  глубоких конвективных слоев.

Xорошо известная наблюдателям картина грануляции на поверхности Солнца

является видимым  проявлением конвекции.

    

Атмосфера Солнца

   

Фотосфера

 

Атмосфера Солнца начинается на 200-300 глубже видимого края солнечного диска

называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной

трехтысячной 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 Н2, ОН, СН.

Особую роль в  солнечной атмосфере играет не встречающийся в 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 поставляются легко

ионизируемыми 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 растет. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень

резким.

Почти все наши знания о Солнце основаны на излучении  его спектра.

В телескоп с большим  увеличением можно наблюдать  тонкие детали фотосферы: вся

она кажется усыпанной  мелкими яркими зернышками – гранулами, разделенными

сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом  перемешивания

всплывающих более  теплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность

температур между  ними в наружных слоях значительно  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 счете именно конвекция

в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является

причиной всех многообразных проявлений солнечной  активности.

Магнитные поля участвую во всех процессах на Солнце. Временами  в небольшой

области солнечной  атмосферы возникают концентрированные  магнитные поля, в

несколько тысяч  раз более сильные чем на Земле. Ионизированная плазма –

хороший проводник, она не может перемещаться поперек  линий магнитной индукции

сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание  и подъем

горячих газов  с низу тормозится, и возникает  темная область – солнечное

пятно. На фоне ослепительной  фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в

действительности  яркость его слабее 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

десятков тысяч  километров. Крупные пятна, как правило, состоят из темной

части (ядра) и менее  темной – полутени, структура которой  придает 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 черного 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 протяженность  хромосферы 10-15 тыс. километров.

Рост температуры  в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных

полей, проникающих  в нее 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, окруженными плавными изогнутыми струями, которые

втекают в хромосферу или вытекают из нее, поднимаясь на десятки и сотни тысяч

километров. Это  самые грандиозные образования  солнечной атмосферы --

протуберанцы. При  наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами

водорода, они кажется  на фоне солнечного диска темными, 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.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки -- это все 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 протяженностью: она простирается на миллионы

километров, что  соответствует нескольким солнечным  радиусам, а ее слабое

продолжение уходит еще дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с  высотой значительно

медленнее, чем  плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности

воздуха при подъеме  вверх определяется притяжением  Земли. На поверхности

Солнца 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 ее цвет.

Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод

исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже не легко. Дело в

том, что ближайшая  к Солнцу ее 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 таких

снимках ее структуру можно проследить до расстояний во много солнечных

радиусов.