Солнце

ДОПЛЕРОГРАММА с постоянно увеличивающимся  временем запаздывания. Левый край получен практически одновременно и представляет распределение реальных лучевых скоростей вертикальных движений. Наибольший контраст изображения  наблюдается в двух областях с  интервалом по времени в 300 с 

Спектогелиограммой  называется монохроматическое изображение  Солнца, полученное с помощью спектрогелиографа  при сканировании щелью изображения  Солнца. Лейтон на обсерватории Маунт  Вилсон (США) получил одновременно две  спектогелиограммы Солнца в свете  двух участков спектра, симметрично  расположенных на профиле солнечной  спектральной линии. При отсутствии смещения линии эти спектогелиограммы  будут одинаковыми. Если же существует скорость по лучу зрения (доплеровская скорость), то в таких участках изображения (из-за смещения линии) почернения на спектрогелиограммах  будут различными. Лейтон предложил  метод, основанный на вычитании фотографических  изображений. Первый снимок – негатив, полученный в одном крыле линии. Второй снимок – позитив, сделанный  по спектрогелиограмме, полученной в  другом крыле линии. При их наложении  выделяются места, отличающиеся почернениями. Соответствующий отпечаток называется доплерограммой. Для одновременного получения двух спектрогелиограмм  Лейтон дополнил схему спектрогелиографа  Хейла разделителем изображения (двойной  спекторогелиограф). На этом приборе  можно исследовать не только лучевые  скорости, но и другие явления (например, поляризацию и магнитное поле). Если для доплерограммы второй негатив  получить не одновременно с первым, а сразу после него при обратном направлении сканирования изображения, то после наложения получится  доплерограмма с постоянно увеличивающимся  временем запаздывания. 
 
 
 
 

Глава VI – Солнечная атмосфера

Солнечная атмосфера. Солнечная атмосфера – внешние слои Солнца, из которых излучение может непосредственно уходить в межпланетное пространство. Она условно разделяется на три оболочки. Самая глубокая из них – фотосфера, толщиной всего 200–300 км. Она состоит из слабо ионизованного, почти нейтрального водорода и однократно ионизованных металлов. Над ней находится сильно разреженная и весьма неоднородная, «клочковатая» хромосфера протяженностью 10–20 тыс. км, в которой по мере продвижения вверх из-за нагревающего действия звуковых волн и магнитных полей температура растет, сначала медленно, а затем скачками и быстро. Это связано с последовательной ионизацией водорода, гелия и других химических элементов. В самых верхних слоях хромосферы температура резко, почти скачком на протяжении всего десятков км, увеличивается от нескольких десятков тыс. кельвинов более, чем до миллиона кельвинов. Здесь начинается разреженная и горячая корона, в которой все атомы ионизованы вплоть до самых глубоких электронных оболочек. Солнечная корона постепенно переходит в динамическое образование – постоянно расширяющийся поток ионизованных атомов (в основном протонов, альфа частиц и свободных электронов) и связанных с ними магнитных полей, образующих солнечный ветер.  

Фотосфера (греч. сфера света) – самый глубокий слой атмосферы Солнца, непосредственно наблюдаемый в видимых лучах, основной источник солнечного света и тепла. Это и объясняет его название, по-гречески означающее сферу света. Температура газов фотосферы быстро уменьшается с высотой от 8–10 тыс. кельвинов в самых глубоких ее слоях до минимальной для всего Солнца температуры около 4200 К в наружных. Толщина фотосферы составляет 200–300 км. Как самая глубокая часть атмосферы, фотосфера отличается от других ее слоев наиболее высокой плотностью, сильной непрозрачностью вещества и быстрым уменьшением температуры в наружных слоях. Эти особенности объясняют, почему видимый край Солнца кажется исключительно резким. Отличительной особенностью фотосферы является ее своеобразная структура, напоминающая вид кучевых облаков в земной атмосфере при наблюдении сверху, например, с самолета. Эта структура называемая грануляцией, – проявление самых внешних слоев конвективной зоны, расположенных непосредственно под фотосферой. Однообразие этой структуры часто нарушается более крупными темными пятнами, нередко образующими целые группы. Пятна обычно окружены яркими площадками вокруг – факелами.  

Фотосферная грануляция 

Хромосфера (греч. сфера цвета) – слой атмосферы Солнца, расположенный над фотосферой, в котором по мере увеличения высоты происходит возрастание температуры (см. солнечная атмосфера) от нескольких тысяч до десятков тысяч кельвинов, сопровождающееся последовательной ионизацией водорода, гелия и других химических элементов. Название хромосфера связано с тем, что во время полной фазы солнечного затмения она выглядит как тонкий окрашенный (розоватый) ободок вокруг Солнца. Толщина этого ободка составляет 12–15 тыс. км. Он отличается сильной неоднородностью и состоит из отдельных мелких волокон и струй, сильно различающихся по температуре и плотности; основной элемент структуры – спикулы, вытянутые, наклонно торчащие струи газа, поднимающегося и опускающегося со скоростями 10–30 км/с. Они придают хромосфере вид горящей степи. В спектре хромосферы наблюдается много ярких (эмиссионных) спектральных линий. Подобный спектр имеют протуберанцы при наблюдении над фотосферой за краем солнечного диска. В ярких спектральных линиях хромосферу можно наблюдать и вне затмений при помощи специальных узкополосных светофильтров.  

СТРУКТУРА ХРОМОСФЕРЫ, полученная в  красной спектральной линии водорода.

ЭРУПТИВНЫЙ СОЛНЕЧНЫЙ  ПРОТУБЕРАНЕЦ, сфотографированный во время полного солнечного затмения. Эруптивный (поднимающийся) протуберанец образуется из плотного облака газа, выброшенного в пространство солнечным магнитным  полем 
 
 
 
 
 
 

Солнечная корона. Над хромосферой находится высокоионизованная горячая и сильно разреженная плазма солнечной короны.

СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА во время полного солнечного затмения

Она состоит  из тех же химических элементов, что  и вещество фотосферы, и в тех  же пропорциях и отличается гораздо  более высокой степенью ионизации. Переход от хромосферы к короне весьма резкий: увеличение кинетической температуры  плазмы от 104 до 105 К происходит на протяжении всего около двух сотен километров. Поэтому, если в хромосфере атомы  металлов, водорода и, частично, гелия  лишены только одного своего внешнего электрона, то в короне происходит их полная ионизация, а ядра более тяжелых  атомов теряют электроны из двух-трех внешних электронных оболочек. Причиной высокой температуры и сильной  ионизации плазмы является нагрев ее вещества до температуры более миллиона кельвинов за счет энергии электрических  токов, связанных с перемещением в солнечной атмосфере солнечных  магнитных полей. О наличии этих полей можно непосредственно  судить по внешнему виду короны, во время  полных солнечных затмений, когда  она имеет характерную лучистую структуру. С космических аппаратов  ее изображение регулярно передают на Землю и оно доступно по сети «Интернет». Когда пятен и других проявлений активности на Солнце много, корональные лучи длинные, прямые и  направлены вдоль радиуса. За 2–3 года до минимума солнечной активности они  изгибаются к солнечному экватору. Корона простирается на десятки солнечных  радиусов, постепенно переходя в солнечный  ветер. Она отличается сравнительно небольшими и плавными изменениями  температуры, благодаря высокой  теплопроводности горячего ионизованного  газа. В невозмущенных («спокойных») областях солнечной атмосферы корона нагрета до температуры 1–2 млн. кельвинов, а над солнечными активными областями  – до нескольких млн. кельвинов. Плазма короны содержит много свободных  электронов, возникших при ионизации  атомов водорода, гелия и остальных  химических элементов. В среднем, в  каждом ее кубическом сантиметре находится  около ста миллионов заряженных частиц при средней температуре  в 1 млн. кельвинов (корональная плазма). Это в сотни миллиардов раз  меньше числа молекул в таком  же объеме воздуха у поверхности  Земли. Только на высотах 300–400 км в  земной атмосфере достигается такая  же плотность, как и в короне.  

ИЗОБРАЖЕНИЕ СОЛНЦА в рентгеновских  лучах (японский спутник Yohkoh).

СОЛНЕЧНАЯ КОРОНА – верхняя часть атмосферы  Солнца, которую можно увидеть  вокруг темного диска Луны в момент полного солнечного затмения. Форма  короны отражает распределение магнитного поля над поверхностью Солнца 
 

Глава VII – Солнечный ветер. Магнитные и электрические поля на Солнце. 

Солнечный ветер. Разреженная и горячая плазма, окружающая Солнце, простирается на большие расстояния в окружающее межпланетное пространство. При температуре в миллион кельвинов тепловые хаотические движения преобладающих ионов водорода – протонов – происходят со скоростями нескольких сотен километров в секунду, а легкие и подвижные электроны еще в десятки раз быстрее. Их средние скорости достигают десятков тысяч километров в секунду. Постоянно сталкиваясь друг с другом, они могут приобретать и значительно большие скорости до сотен тысяч км/с, в том числе и в направлении от Солнца, для которого вторая космическая скорость (скорость убегания) не превышает 618 км/с. Поэтому за время между взаимными столкновениями (порядка 0,1 с) значительное число быстрых частиц, преодолев силу притяжения Солнца, может беспрепятственно удалиться от него в межпланетную среду. Корона как бы испаряется в окружающее пространство. Так образуется поток ионизованной плазмы, истекающей из солнечной короны вместе с «вмороженными» в него магнитными полями. Скорость этого потока ионизованной плазмы у орбиты Земли достигает 400 км/c. Набегая на магнитосферу Земли, он образует ударную волну, которая поджимает магнитную оболочка Земли с дневной ее стороны. Солнечный ветер, обтекая земную магнитосферу с противоположной стороны, образует длинный вытянутый магнитосферный хвост. В итоге магнитосфера Земли становится похожей на гигантскую каплю, защищающую Землю от мощного проникающего корпускулярного излучения Солнца. Во время усиления солнечной активности скорость и плотность солнечного ветра увеличиваются, что приводит к целому ряду важных геофизических явлений.  
 

Когда и кем  был обнаружен солнечный ветер. Один из первых астрофизиков в России Ф.А.Бредихин, хорошо известный своими исследованиями природы комет, в 1898 в статье О солнечной короне пришел к выводу о том, что «внешние слои солнечной атмосферы оказывают  сопротивление веществу кометных хвостов», обычно направленных от Солнца. Обнаружение  влияния короны на движение вещества кометных хвостов фактически было открытием  воздействия на них солнечного ветра. Прошло более половины столетия, прежде чем соображения Бредихина были подтверждены работами германского  астронома Л.Бирмана и ряда других ученых, а переход короны в непрерывное  истечение плазмы названо солнечным  ветром.  

Магнитные поля на Солнце. Наблюдая спектр Солнца в области солнечных пятен, американский астрофизик Джордж Эллери Хейл в 1908 обнаружил, что некоторые спектральные линии в них расширяются или даже расщепляются на два или три компонента. В лабораторных условиях, изучая свечение газов, заключенных между полюсами мощного магнита, такие расщепления спектральных линий впервые обнаружил датский физик Зееман в 1896. Это явление получило название эффекта Зеемана. Оно позволяет по величине расщепления спектральных линий вычислять напряженности магнитных полей. Все крупные современные солнечные инструменты оснащены магнитографами – приборами, использующими эффект Зеемана для измерения и регистрации магнитных полей на Солнце с высоким временным и пространственным разрешением. Через несколько лет после открытия магнетизма солнечных пятен Хейл обнаружил, что слабые магнитные поля присутствуют почти всюду на Солнце, а также, подобно магнитному полю Земли, и у полюсов. Это позволило начать изучение общего магнитного поля Солнца. В середине 20 в. столетия было обнаружено, что магнитные поля усиливаются не только в активных областях и особенно в солнечных пятнах, но также и вокруг полюсов, хотя и более слабые. Число активных областей и количество пятен на Солнце меняются в среднем в течении 11-и лет. В эпоху минимума солнечной активности пятна практически отсутствуют. Затем они появляются на высоких широтах Солнца (30–40° от экватора). За 3–4 года число пятен и образуемых ими групп возрастает до максимума, после чего их количество несколько медленнее убывает. Это явление называется 11-летним циклом солнечных пятен. Суммарный магнитный поток пятен меняется с такой же периодичностью. Однако при этом с каждым 11-летним циклом полярность магнитных полей в пятнах и у полюсов меняется на противоположную. Поэтому магнитный цикл оказывается 22-х летним. Изменчивость солнечных магнитных полей говорит об их связи с процессами во внешних слоях Солнца, скорее всего, в его конвективной зоне. Относительно происхождения солнечных магнитных полей у астрофизиков нет еще полной ясности. Скорее всего, очень слабое магнитное поле газопылевой туманности, из которой возникла Солнечная система, при ее сжатии сконцентрировалось и усилилось. За миллиарды лет эволюции должно было произойти затухание этого поля за счет превращения в тепло связанных с ним электрических токов. Однако в самых крупных масштабах, соизмеримых с размерами самого Солнца, это затухание настолько медленно, что значительная часть магнитного поля сохранилась. Возможно, что оно постоянно поддерживается магнитным действием токов, возникающих в результате взаимодействия солнечного вращения с радальными движениями в конвективной зоне. Этот сложный процесс поддержания и циклического усиления магнитного поля на Солнце называют магнитным динамо.