Солнце и его строение

 

 

 

На краю q   = 90°, и луч зрения скользит вдоль касательной к слоям Солнца. Большая часть излучения некоторого слоя газа исходит от уровня, находящегося на оптической глубине t » 1. Когда луч зрения пересекает слои фотосферы под большим углом 9, оптическая глубина t  = 1 достигается в более внешних слоях, где температура меньше. Вследствие этого интенсивность излучения от краев солнечного диска меньше интенсивности излучения его середины (рис. 134). 

 

 

 

Точные измерения распределения  яркости по диску Солнца позволяют рассчитать изменение с глубиной всех важнейших характеристик фотосферы. Такой расчет называется построением ее модели. Не вдаваясь в детали, изложим основную его идею.

 

4.2 Хромосфера

Интегральная, т.е. по всему спектру, яркость хромосферы в сотни раз меньше, чем яркость  фотосферы, хотя в наиболее интенсивных  линиях их излучение соизмеримо. Поэтому  для наблюдения хромосферы необходимо применение специальных методов, позволяющих  выделить слабое ее излучение из мощного  потока фотосферной радиации. 

 

 

 

Наиболее удобным  и исторически первым методом  являются наблюдения, производимые вблизи второго и третьего контактов  полных солнечных затмений.

Как только Луна полностью  закроет фотосферу, вблизи точки  контакта вспыхивает блестящий розовый  серп хромосферы. Ширина такого серпа  дает непосредственное представление  о протяженности хромосферы, составляющей 16-20", т.е. в линейной мере 12-15 тысяч  км. Хромосфера имеет эмиссионный спектр, состоящий из ярких линий (рис. 136). При наблюдении кажется, что они вспыхивают в момент наступления полной фазы затмения. По этой причине спектр хромосферы был назван спектром вспышки. Этот спектр очень похож на спектр Солнца, в котором все линии поглощения заменены на линии излучения, а непрерывный спектр почти отсутствует. Однако в спектре хромосферы линии ионизованных элементов сильнее, чем в спектре фотосферы. В частности, например, в спектре хромосферы очень сильны линии гелия, в то время как в фраунгоферовом спектре они практически не видны. Эти особенности спектра подтверждают рост температуры в хромосфере.

Наиболее интенсивны в  спектре хромосферы линии ионизованного  кальция, водорода и гелия, в которых хромосфера непрозрачна, в то время как она исключительно прозрачна для видимого непрерывного излучения. Следовательно, в центральных частях сильных фраунгоферовых линий мы наблюдаем излучение не фотосферы, а хромосферы. Это обстоятельство лежит в основе важного метода изучения хромосферы в очень узких интервалах спектра, соответствующих центральной части какой-либо линии (чаще всего Н водорода или К ионизованного кальция), для чего Солнце фотографируется при помощи специального прибора — спектрогелиографа. Поскольку к излучению в этих линиях хромосфера непрозрачна, на фотографии (спектрогелиограмме) все наблюдаемые детали изображения принадлежат хромосфере (рис. 137). 

 

 

 

При изучении фотографий хромосферы прежде всего обращает на себя внимание ее неоднородная структура, значительно резче выраженная, чем грануляция в фотосфере. 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 вещества хромосферы с вышележащей короной. Корональное вещество также может опускаться в хромосферу. Спикулы в свою очередь образуют более крупную структуру, называемую хромосферной сеткой, порожденную волновыми движениями, вызванными значительно большими и более глубокими элементами подфотосферной конвективной зоны, чем гранулы.

 

4.3 Корона

Яркость солнечной  короны в миллион раз меньше, чем  фотосферы, и не превышает яркости  Луны в полнолуние. Поэтому наблюдать  солнечную корону можно во время  полной фазы солнечных затмений, а  вне затмений — лишь в коронографы.

Корона не имеет  резких очертаний и обладает неправильной формой, сильно меняющейся со временем. Об этом можно судить, сопоставляя  ее фотографии, полученные во время  различных затмений (рис. 138). 

 

 

 

Яркость короны уменьшается  в десятки раз по мере удаления от края Солнца на величину его радиуса. Наиболее яркую часть короны, удаленную  от лимба не более, чем на 0,2-0,3 радиуса Солнца, принято называть внутренней короной, а остальную, весьма протяженную часть, — внешней короной.

Важной особенностью короны является ее лучистая структура. Лучи бывают различной длины вплоть до десятка и более солнечных  радиусов. У основания лучи обычно утолщаются, некоторые из них изгибаются в сторону соседних.

Внутренняя корона также богата структурными образованиями, напоминающими дуги, шлемы, отдельные  облака (корональные конденсации). Особенно характерна структура, временами наблюдаемая у полюсов: короткие прямые лучи образуют так называемые полярные щеточки.

Спектр короны обладает рядом важных особенностей. Основой  его является слабый непрерывный  фон с распределением энергии, повторяющим  распределение энергии в непрерывном  спектре Солнца. На фоне этого непрерывного спектра во внутренней короне наблюдаются  яркие эмиссионные линии, интенсивность  которых уменьшается по мере удаления от Солнца (рис. 139). Большинство из этих линий не удается получить в лабораторных спектрах. Во внешней короне наблюдаются  фраунгоферовы линии солнечного спектра, отличающиеся от фотосферных относительно большей остаточной интенсивностью.  

 

 

 

Излучение короны поляризовано, причем на расстоянии около 0,5 R_¤ от края Солнца поляризация увеличивается примерно до 50%, а на больших расстояниях — снова уменьшается.

Подобие распределения  энергии в непрерывных спектрах короны и фотосферы говорит о  том, что излучение короны является рассеянным светом фотосферы. Поляризованность этого света позволяет установить природу частиц, на которых происходит рассеяние. Столь сильную поляризацию могут вызвать только свободные электроны. 

 

 

 

Поскольку вдоль  луча зрения расположены участки  короны, которые рассеивают падающее на них излучение фотосферы не только под углом 90°, но и под другими  углами (рис. 140), наблюдаемая суммарная  поляризация оказывается частичной. Для более удаленных от Солнца участков короны углы между лучом  зрения и направлением падающих лучей  ближе к 90°. Поэтому с увеличением  высоты в короне степень поляризации  должна возрастать, что и наблюдается  в нижней короне. Однако в верхней  короне это увеличение сменяется  уменьшением, что говорит о наличии  неполяризованной части излучения, относительная доля которой растет с высотой. 

 

 

Эта неполяризованная составляющая является причиной появления во внешней  короне фраунгоферовых линий, почему она  называется фраунгоферовой короной. Фраунгоферова  корона не имеет отношения к солнечной  атмосфере. Она представляет собой  свет Солнца, рассеянный на мелких межпланетных пылинках, расположенных в пространстве между Землей и Солнцем. Рассеивая  свет, они очень слабо его поляризуют. Эти пылинки обладают свойством  большую часть падающего на них  излучения рассеивать в том же направлении (рис. 141). Поэтому наибольшую интенсивность рассеяние на пылинках дает вблизи Солнца, создавая при этом впечатление “ложной короны”. Это свечение можно наблюдать и на больших расстояниях от Солнца в виде зодиакального света.

В каждой точке короны яркость  пропорциональна количеству электронов, находящихся на луче зрения. Один свободный  электрон рассеивает примерно 10^-24 долю от количества излучения, падающего на площадку в 1 см². Так как у короны яркость в миллион раз меньше, чем у фотосферы, это означает, что в столбике короны сечением в 1 см² вдоль луча зрения находится

10^-6 / 10^-24 = 10 ¹⁸ свободных электронов.

Поскольку протяженность  короны, измеряемая шкалой высоты, в  несколько раз меньше радиуса  Солнца, т.е. порядка 10¹⁰ см,  в среднем в 1 cм³ вещества короны должно находиться

 свободных электронов.

Появление этих свободных  электронов может быть вызвано только ионизацией вещества. Однако в целом  ионизованный газ (плазма) должен быть нейтрален. Следовательно, концентрация ионов в короне также должна быть порядка 10⁸ см ^-3. Большая часть этих ионов должна возникнуть в результате ионизации наиболее обильного элемента на Солнце — водорода. Вместе с тем нейтрального водорода в короне не должно быть, так как в ее эмиссионном спектре полностью отсутствуют спектральные линии водорода. Таким образом, общая концентрация частиц в короне должна равняться сумме концентраций ионов и свободных электронов, т.е. по порядку величины ~ 2 ×10⁸ см ^-3

Эмиссионные линии солнечной  короны принадлежат обычным химическим элементам, но находящимся в очень  высоких стадиях ионизации. Наиболее интенсивная — зеленая корональная линия с длиной волны 5303 Å — испускается ионом Fe XIV, т.е. атомом железа, лишенным 13 электронов. Другая интенсивная — красная корональная линия (l   6374 Å) — принадлежит атомам девятикратно ионизованного железа Fe X. Остальные эмиссионные линии отождествлены с ионами Fe XI Fe XIII, Ni XIII, Ni XV, Ni XVI, Са XII, Са XV, Ar X и др.

Корональные линии являются запрещенными. Их возникновение в спектре короны говорит о необычайной разреженности ее вещества. Для образования высокоионизованных корональных ионов нужны большие энергии в сотни электрон-вольт (например, потенциал ионизации Fe X 233 в, Fe XIV 355 в, Са XV 814 в). Для сравнения напомним, что для отрыва единственного электрона от атома водорода требуется энергия всего лишь 13,6 эв. Поскольку интенсивность излучения в короне слишком слаба для того, чтобы вызвать сильную ионизацию вещества, причиной последней являются столкновения атомов,. причем прежде всего со свободными электронами. Энергия этих электронов должна составлять сотни электрон-вольт, а их скорость достигать многих тысяч километров в секунду. Эти значения были использованы для определения температуры короны, оказавшейся порядка миллиона градусов.

Таким образом, солнечная  корона представляет собой разреженную  плазму с температурой около миллиона градусов.

Следствием высокой температуры  короны является уже отмечавшаяся необычайная ее протяженность. Шкала высоты пропорциональна температуре. Учитывая, что молекулярный вес ионизованного газа короны вдвое меньше, чем нейтрального водорода в фотосфере, а превышение температуры составляет 150 раз, получаем, что протяженность короны в сотни раз превышает толщину фотосферы и составляет сотни тысяч километров, что прекрасно согласуется с наблюдениями.

 

 

5. Грануляция и конвективная зона 

Визуальные и фотографические  наблюдения фотосферы, выполненные  во время особенно хороших атмосферных  условий, позволяют обнаружить тонкую ее структуру, напоминающую тесно расположенные  кучевые облака или рассыпанные  рисовые зерна (рис. 135). Светлые округлые образования называются гранулами, а вся структура — грануляцией. Угловые размеры гранул в среднем составляют не более 1" дуги, что соответствует на Солнце менее 700 км. Каждая отдельная гранула “существует” в среднем 5-10 минут, после чего она распадается, а на ее месте возникают новые.

Гранулы окружены темными  промежутками, образующими как бы ячейки или соты. Спектральные линии  в гранулах и п промежутках между ними смещены соответственно в синюю и красную сторону. Это означает, что в гранулах — вещество поднимается, а вокруг них опускается. Скорость этих движений составляет 1-2 км/сек.

Грануляция — наблюдаемое  в фотосфере проявление конвективной зоны, расположенной под фотосферой. В конвективной зоне происходит активное перемешивание вещества в результате подъема и опускания отдельных  масс газа (элементов конвекции). Пройдя путь, примерно равный своим размерам, они как бы растворяются в окружающей среде, порождая новые неоднородности. В наружных, более холодных слоях, размеры этих неоднородностей меньше.

Причиной возникновения конвекции  в наружных слоях Солнца являются два важных обстоятельства. С одной  стороны, температура непосредственно  под фотосферой очень быстро растет в глубь и лучеиспускание не может обеспечить выхода излучения из более глубоких горячих слоев. Поэтому энергия переносится самими движущимися неоднородностями. С другой стороны, эти неоднородности оказываются весьма “живучими”, если газ в них не полностью, а лишь частично ионизован: за счет ионизационной энергии их температура почти не меняется и избыток температуры долго сохраняется. 

 

 

 

При переходе в нижние слои фотосферы оба эти обстоятельства перестают действовать: из-за потерь на излучение температура резко  уменьшается и замедляется темп ее уменьшения вверх, а газ почти  полностью нейтрализуется и, не обладая  запасом ионизационной энергии, не способен образовывать устойчивые неоднородности. Поэтому в самых  верхних слоях конвективной зоны, непосредственно под фотосферой, конвективные движения резко тормозятся и конвекция внезапно прекращается. Таким образом, фотосфера снизу  постоянно как бы “бомбардируется” конвективными элементами. От этих ударов в ней возникают возмущения, наблюдаемые в виде гранул, а сама она приходит в колебательное  движение с периодом, соответствующим  частоте собственных колебаний  фотосферы (около 5 минут). Эти колебания  и возмущения, возникающие в фотосфере, порождают в ней волны, по своей  природе близкие к звуковым волнам в воздухе. Как мы увидим в следующем  параграфе, эти волны играют важную роль для более высоких слоев  солнечной атмосферы.

 

 

6. Цикл солнечной активности  

Количество пятен и  других связанных с ними проявлений солнечной активности периодически меняется. Эпоха, когда количество центров активности наибольшее, называется максимумом солнечной активности, а когда их совсем или почти совсем нет, — минимумом.

В качестве меры степени солнечной  активности пользуются условными числами Вольфа, пропорциональными сумме общего числа пятен (f ) и удесятеренного числа их групп (g):

W = k (f + 10g).