Сонячна атмосфера й сонячна активність

 

 

Сонячну атмосферу також можна умовно поділити на кілька шарів.

Найглибший шар атмосфери, товщиною 200 — 300 км, називається фотосферою (сфера світла). З нього виходить майже вся та енергія Сонця, яка спостерігається у видимій частині спектра.

У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижується з віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К: зовнішні шари фотосфери дуже охолоджуються внаслідок випромінювання з них у міжпланетний простір.

На фотографіях фотосфери добре помітна її тонка структура у вигляді яскравих «зерняток» — гра н у л розміром у середньому близько 1000 км, розділених вузькими темними проміжками. Ця структура називається грануляцією. Вона є результатом руху газів, шо відбувається в розміщеній під Ьотосферою конвективній зоні Сонця.

Зниженню температури в зовнішніх шарах фотосфери в спектрі видимого випромінювання Сонця, яке майже цілком виникає у фотосфері, відповідають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оптика Й. Фраунгофера (1787—1826), який уперше в 1814 р. замалював кілька сотень таких ліній. З тієї самої причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.

У найвищих шарах фотосфери температура досягає близько 4000 К. При такій температурі й густині 10~3—10~4 кг/м3 водень стає практично нейтральним. Іонізовано тільки близько 0,01 % атомів, які належать здебільшого металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація знову починають підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Частина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, називається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті моменти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери температура сонячних газів досягає 106 — 2-Ю6 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною (мал. 69). У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостерігати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє собою надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у міжпланетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.

Найкраще хромосферу й корону спостерігати із супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівських променях.

Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між гранулами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями (див. мал. 68), оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіальне витягнутих фотосферних гранул.

 

Спостерігаючи сонячні плями в телескоп, Галілей помітив, що вони переміщуються по видимому диску Сонця. На цій підставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полюсів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається по своїй орбіті в тому самому напрямі, в якому обертається Сонце. Тому відносно земного спостерігача період його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця через 27 діб.

Плями — нестійкі утворення. Кількість і форма їх на Сонці весь час змінюються. Звичайно сонячні плями з'являються групами.

Біля краю сонячного диска навколо плям видно світлі утворення, які майже непомітні, коли плями близькі -до центра сонячного диска. Ці утворення називаються факелами. Вони набагато контрастніші і їх видно по всьому диску, якщо Сонце фотографувати не в білому світлі, а в променях, що відповідають спектральним лініям водню, іонізованого кальцію та деяких інших елементів. Такі фотографії називаються спектрогеліограмамй. За ними вивчають структуру верхніх шарів сонячної атмосфери і найчастіше хромосфери.

Кількість активних ділянок і груп плям на Сонці періодично змінюється з часом у середньому протягом приблизно 11 років. Це явище називається циклом сонячної активності. На початку циклу плям майже немає, потім їх кількість збільшується спочатку далеко від екватора, а потім дедалі ближче до нього. Через кілька років настає максимум кількості плям, або, як кажуть, максимум сонячної активності, а після нього — спад.

Головною особливістю плям, а також факелів є наявність магнітних полів. У плямах індукція магнітного поля велика й досягає інколи 0,4 — 0,5 Тл, у факелах магнітне поле слабше.

Як правило, у групі плям є дві особливо великі плями — одна на західному, друга на східному боці групи, що мають протилежну магнітну полярність подібно до двох полюсів підковоподібного магніту.

Магнітні поля відіграють дуже важливу роль у сонячній атмосфері, значно впливаючи на рух плазми, її густину й температуру. Зокрема, збільшення яскравості фотосфери у факелах і значне її зменшення (до 10 раз) в області плям спричиняються відповідно посиленням конвективних рухів у слабкому магнітному полі й великим їх послабленням при більшій індукції магнітного поля.

Плями здаються чорними лише за контрастом з гарячішою і тому яскравішою фотосферою. Температура плям становить близько 3700 К, тому в спектрі плями є ему-, ги поглинання найпростіших двохатомних молекул: СО, ТіО, СН, СN та ін., які в гарячішій фотосфері розпадаються на атоми.

Хромосфера над факелами яскравіша завдяки більшій температурі й густині. Під час значних змін, які відбуваються в групах плям, у невеликій ділянці інколи виникають хромосферні спалахи: раптово, за якихось 10—15 хв, яскравість хромосфери дуже збільшується, викидаються згустки газу, прискорюються потоки гарячої плазми. Інколи деякі заряджені частинки прискорюються до дуже великих значень енергії. Потужність сонячного радіовипромінювання при цьому звичайно збільшується в мільйони раз (сплески радіовипромінювання). У короні спостерігаються ще грандіозніші за розмірами активні утворення — протуберанці. Це надзвичайно різноманітні за формою і характером свого руху хмари густіших газів порівняно з речовиною корони (мал. 71). Форма протуберанців та їхній рух пов'язані з магнітними полями, що проникають з фотосфери в корону.

 

 

Сонце дуже впливає на явища, які відбуваються на Землі. Його короткохвильове випромінювання зумовлює важливі фізико-хімічні процеси у верхніх шарах атмосфери. Видимі й інфрачервоні промені є основними «постачальниками» тепла для Землі. У різних країнах світу, в тому числі й у нас, ведуться роботи щодо ширшого використання сонячної енергії для господарських і промислових цілей (вироблення електроенергії, опалення будинків та ін.). У майбутньому використання енергії прямого сонячного випромінювання неминуче зросте.

Сонце не лише освітлює й зігріває Землю. Вияви сонячної активності супроводяться цілим рядом геофізичних явищ. Потоки заряджених частинок, прискорені під час спалахів, впливають на магнітне поле Землі й спричиняють магнітні бурі, які сприяють проникненню заряджених частинок у нижчі шари атмосфери, від чого й виникають полярні сяйва. Короткохвильове випромінювання Сонця посилює іонізацію верхніх шарів земної атмосфери (іоносфери), що дуже впливає на умови поширення радіохвиль, іноді порушуючи радіозв'язок. Виявилося, що активні процеси на Сонці, впливаючи на атмосферу й магнітне поле Землі, опосередковано діють і на складні процеси органічного світу — як тваринного, так і рослинного. Ці впливи та їх механізм у наш час досліджують учені.