Солнечная атмосфера

Солнечная атмосфера.

Атмосфера Земная атмосфера — это воздух, ко­торым мы дышим, привычная нам га­зовая оболочка Земли. Такие обо­лочки есть и у других планет. Звёзды целиком состоят из газа, но их внеш­ние слои также именуют атмосферой. При этом внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не погло­щаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство.

Фотосфера

Солнца начинается на 200—300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосфе­рой. Поскольку их толщина составля­ет не более одной трёхтысячной 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 I 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 доставляются легко ионизуемыми 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 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 — «виде­ние»). 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 увеличени­ем 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 действи­тельности 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 час­ти (ядра) и менее тёмной — полуте­ни, структура которой придаёт 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 чёрного 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 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 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, окружёнными плавными изогнутыми струями, которые стекают в хромосферу или вытекают из неё, под­нимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосфе­ры — 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 сло­ями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу пото­му, что их вещество поддерживается магнитными полями активных обла­стей Солнца.

Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский ас­троном Пьер Жансен и его англий­ский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него находится протубе­ранец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по час­тям. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других хи­мических элементов тоже присутству­ют, но они намного слабее.

Некоторые протуберанцы, про­быв долгое время без заметных изме­нений, 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 движе­ние 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 не­сколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях во­дорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультра­фиолетовое и рентгеновское излуче­ние: порой его мощность в несколь­ко раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковол­новой области спектра до вспышки.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки — всё это 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 протяжённостью: она про­стирается на миллионы километров, что соответствует нескольким сол­нечным радиусам, а её слабое продол­жение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значитель­но 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 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 её цвет.

Изобретение фотографии дало ас­трономам объективный и докумен­тальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближай­шая к Солнцу её 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 такихснимках её структуру можно просле­дить до расстояний во много солнеч­ных радиусов.

Уже первые удачные фотографии позволили обнаружить в короне большое количество деталей: корональные лучи, всевозможные «дуги», «шлемы» и другие сложные образова­ния, чётко связанные с активными об­ластями.

Главной особенностью короны является лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнооб­разную форму: иногда они короткие, иногда длинные, бывают лучи пря­мые, а иногда они сильно изогнуты.

Ещё в 1897 г. пулковский астроном Алексей Павлович Ганский обнаружил, что общий вид солнечной короны пе­риодически меняется. Оказалось, что это связано с 11 -летним циклом сол­нечной активности.

С 11 -летним периодом меняется как общая яркость, так и форма сол­нечной короны. В эпоху максимума солнечных пятен она имеет сравни­тельно округлую форму. Прямые и направленные вдоль радиуса Солнца лучи короны наблюдаются как у сол­нечного экватора, так и в полярных областях. Когда же пятен мало, корональные лучи образуются лишь в эк­ваториальных и средних широтах. Форма короны становится вытянутой. У полюсов появляются характерные короткие лучи, так называемые по­лярные щёточки. При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, по-видимому, связана с постепенным перемещением в течение 11-летнего цикла зоны преимущественного об­разования пятен. После минимума пятна начинают возникать по обе стороны от экватора на широтах 30—40°. Затем зона пятнообразования постепенно опускается к экватору.

Тщательные исследования позволи­ли установить, что между структурой короны и отдельными образованиями в атмосфере Солнца существует опре­делённая связь. Например, над пятна­ми и факелами обычно наблюдаются яркие и прямые корональные лучи. В их сторону изгибаются соседние лучи. В основании корональных лучей яр­кость хромосферы увеличивается. Та­кую её область называют обычно возбуждённой. Она горячее и плотнее соседних, невозбуждённых областей. Над пятнами в короне наблюдаются яркие сложные образования. Проту­беранцы также часто бывают окруже­ны оболочками из корональной ма­терии.

Корона оказалась уникальной ес­тественной лабораторией, в которой можно наблюдать вещество в самых необычных и недостижимых на Зем­ле условиях.

На рубеже XIX—XX столетий, когда физика плазмы фактически ещё не су­ществовала, наблюдаемые особенно­сти короны представлялись необъяс­нимой загадкой. Так, по цвету корона удивительно похожа на Солнце, как будто его свет отражается зеркалом. При этом, однако, во внутренней ко­роне совсем исчезают характерные для солнечного спектра фраунгоферовы линии. Они вновь появляются далеко от края Солнца, во внешней короне, но уже очень слабые. Кроме того, свет короны поляризован: плос­кости, в которых колеблются световые волны, располагаются в основном ка­сательно к солнечному диску.

С удале­нием от Солнца доля поляризованных лучей сначала увеличивается (почти до 50%), а затем уменьшается. Нако­нец, в спектре короны появляются яр­кие эмиссионные линии, которые почти до середины XX в. не удавалось отождествить ни с одним из извест­ных химических элементов.

Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны — высокая температура сильно разре­женного газа. При температуре свыше1 млн градусов средние скорости ато­мов водорода превышают 100 км/с, а у свободных электронов они ещё раз в 40 больше. При таких скоростях, не­смотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в 1 см3, что в 100 млрд раз разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно ча­сты столкновения атомов, особенно с электронами. Силы электронных уда­ров так велики, что атомы лёгких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь «голые» атомные ядра. Более тяжёлые элементы сохра­няют самые глубокие электронные оболочки, переходя в состояние высо­кой степени ионизации.

Итак, корональный газ — это высокоионизованная плазма; она со­стоит из множества положительно заряженных ионов всевозможных химических элементов и чуть боль­шего количества свободных элект­ронов, возникших при ионизации атомов водорода (по одному элект­рону), гелия (по два электрона) и бо­лее тяжёлых атомов. Поскольку в таком газе основную роль играют подвижные электроны, его часто на­зывают электронным газом, хотя при этом подразумевается наличие такого количества положительных ионов, которое полностью обеспе­чивало бы нейтральность плазмы в целом.

Белый цвет короны объясняется рассеянием обычного солнечного света на свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеянии: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направле­ние рассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необычным излучением высокоионизованных атомов железа, аргона, никеля кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеянием на пылевых частицах которые постоянно присутствуют межзвёздной среде. А отсутствие линий во внутренней короне связан с тем, что

при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все световые кванты испытывают стол значительные изменения частот, чи даже сильные фраунгоферовы лини солнечного спектра полностью «замываются».

Итак, корона Солнца — сама внешняя часть его атмосферы, самая разреженная и самая горячая. Добавим, что она и самая близкая к нам оказывается, она простирается далеко от Солнца в виде постоянно движущегося от него потока плазмы - солнечного ветра. Вблизи Земли его скорость составляет в среднем 400— 500 км/с, а порой достигает почти 1000 км/с. Распространяясь далеко за пределы орбит Юпитера и Сатурна,, солнечный ветер образует гигантскую гелиосферу, граничащую с ещё более разреженной межзвёздной средой.

Фактически мы живём окружённые солнечной короной, хотя и защищённые от её проникающей радиации надёжным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет 1 многие процессы, происходящие 1 Земле (геофизические явления).