Как называется внешний слой солнечной атмосферы. Из чего состоит солнце. Какие химические элементы входят в состав Солнца

Спектральный анализ солнечных лучей показал, что больше всего в нашей звезде водорода (73% от массы звезды) и гелия (25%). На остальные элементы (железо, кислород, никель, азот, кремний, сера, углерод, магний, неон, хром, кальций, натрий) приходится всего 2%. Все вещества, обнаруженные на Солнце, есть и на Земле, и на других планетах, что говорит об их едином происхождении. Средняя плотность вещества Солнца - 1,4 г/см3.

Как изучают Солнце

Солнце - это « » с множеством слоев, имеющих разный состав и плотность, в них проходят разные процессы. В привычном человеческому глазу спектре наблюдение звезды невозможно, однако в настоящее время созданы , телескопы, радиотелескопы и прочие приборы, фиксирующие ультрафиолетовое, инфракрасное, рентгеновское излучения Солнца. С Земли наиболее эффективным является наблюдение во время солнечного затмения. В этот короткий период астрономы во всем мире изучают корону, протуберанцы, хромосферу и различные явления, происходящие на единственной доступной для такого подробного изучения звезде.

Структура Солнца

Корона - внешняя оболочка Солнца. У нее очень низкая плотность, из-за этого ее видно только во время затмения. Толщина внешней атмосферы неравномерна, поэтому время от времени в ней появляются дыры. Через эти дыры в космос со скоростью 300-1200 м/с устремляется солнечный ветер - мощный поток энергии, который на земле становится причиной северных сияний и магнитных бурь.

Хромосфера - слой газов, достигающий толщины 16 тыс. км. В ней происходит конвекция раскаленных газов, которые, от поверхности нижнего слоя (фотосферы), вновь опускаются назад. Именно они «прожигают» корону и образуют потоки солнечного ветра длиной до 150 тыс. км.

Фотосфера - это плотный непрозрачный слой толщиной 500-1 500 км, в котором происходят сильнейшие огненные бури диаметром до 1 тыс. км. Температура газов фотосферы - 6 000 оС. Они поглощают энергию из нижележащего слоя и выделяют ее в виде тепла и света. Структура фотосферы напоминает гранулы. Разрывы в слое воспринимаются, как пятна на Солнце.

Конвективная зона толщиной 125-200 тыс. км - солнечная оболочка, в которой газы постоянно обмениваются энергией с радиационной зоной, нагреваясь, поднимаются к фотосфере и, охлаждаясь, вновь спускаются вниз за новой порцией энергии.

Радиационная зона имеет толщину 500 тыс. км и очень высокую плотность. Здесь вещество подвергается бомбардировке гамма-лучами, которые преобразуются в менее радиоактивные ультрафиолетовые (UV) и рентгеновские (X) лучи.

Кора, или ядро, - солнечный «котел», где постоянно происходят протон-протонные термоядерные реакции, благодаря которым звезда и получает энергию. Атомы водорода превращаются в гелий при температуре 14 х 10 в оС. Здесь титаническое давление - триллион кг на каждый кубический см. Ежесекундно здесь превращается 4,26 млн тонн водорода в гелий.

Солнце , несмотря на то, что числится «желтым карликом» так велико, что нам даже сложно представить. Когда мы говорим, что масса Юпитера — это 318 масс Земли, это кажется невероятным. Но когда мы узнаем, что 99,8% массы всего вещества приходится на Солнце — это просто выходит за рамки понимания.

За прошедшие годы мы немало узнали о том как устроена «наша» звезда. Хотя человечество не изобрело (и вряд ли когда-то изобретет) исследовательский зонд, способный физически приблизиться к Солнцу и взять пробы его вещества, мы итак неплохо осведомлены об его составе.

Знание физики и возможности дают нам возможность точно сказать, из чего состоит Солнце: 70% от его массы составляет водород, 27% — гелий, другие элементы (углерод, кислород, азот, железо, магний и другие) — 2,5% .

Однако, только этой сухой статистикой наши знания, к счастью, не ограничиваются.

Что находится внутри Солнца

Согласно современным расчетам температура в недрах Солнца достигает 15 — 20 миллионам градусов Цельсия, плотность вещества звезды достигает 1,5 грамма на кубический сантиметр.

Источник энергии Солнца — постоянно идущая ядерная реакция, протекающая глубоко под поверхностью, благодаря которой и поддерживается высокая температуру светила. Глубоко под поверхностью Солнца водород превращается в гелий в следствии ядерной реакции с сопутствующим выделением энергии.
«Зона ядерного синтеза» Солнца называется солнечным ядром и имеет радиус примерно 150-175 тыс. км (до 25 % радиуса Солнца). Плотность вещества в солнечном ядре в 150 раз превышает плотность воды и почти в 7 раз — плотность самого плотного вещества на Земле: осмия.

Ученым известны два вида термоядерных реакций протекающих внутри звезд: водородный цикл и углеродный цикл . На Солнце преимущественно протекает водородный цикл , который можно разбить на три этапа:

• ядра водорода превращаются в ядра дейтерия (изотоп водорода)
• ядра водорода превращаются в ядра неустойчивого изотопа гелия
• продукты первой и второй реакции связываются с образованием устойчивого изотопа гелия (Гелий-4).

Каждую секунду в излучение превращаются 4,26 миллиона тонн вещества звезды, однако по сравнению с весом Солнца, даже это невероятное значение так мало, что им можно пренебречь.

Выход тепла из недр Солнца совершается путем поглощения электромагнитного излучения, приходящего снизу и его дальнейшего переизлучения.

Ближе к поверхности солнца излучаемая из недр энергия переносится преимущественно в зоне конвекции Солнца с помощью процесса конвекции — перемешивании вещества (теплые потоки вещества поднимаются ближе к поверхности, холодные же опускаются).
Зона конвекции залегает на глубине около 10% солнечного диаметра и доходит почти до поверхности звезды.

Атмосфера Солнца

Выше зоны конвекции начинается атмосфера Солнца, в ней перенос энергии снова происходит с помощью излучения.

Фотосферой называют нижний слой солнечной атмосферы — видимую поверхность Солнца. Её толщина соответствует оптической толщине приблизительно в 2/3 единицы, а в абсолютных величинах фотосфера достигает толщины 100-400 км. Именно фотосфера является источником видимого излучения Солнца, температура составляет от 6600 К (в начале) до 4400 К (у верхнего края фотосферы).

На самом деле Солнце выглядит как идеальный круг с четкими границами только потому, что на границе фотосферы его яркость падает в 100 раз за менее чем одну секунду дуги. За счет этого края Солнечного диска заметно менее ярки нежели центр, их яркость всего 20% от яркости центра диска.

Хромосфера — второй атмосферный слой Солнца, внешняя оболочка звезды, толщиной около 2000 км, окружающая фотосферу. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 К. Наблюдая Солнце с Земли, мы не видим хромосферу из-за малой плотности. Её можно наблюдать только во время солнечных затмений — интенсивное красное свечение вокруг краев солнечного диска, это и есть хромосфера звезды.

Солнечная корона — последняя внешняя оболочка солнечной атмосферы. Корона состоит из протуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер . Средняя корональная температура составляет до 2 млн К, но может доходить и до 20 млн К. Однако, как и в случае с хромосферой — с земли солнечная корона видна только во время затмений. Слишком малая плотность вещества солнечной короны не позволяет наблюдать её в обычных условиях.

Солнечный ветер

Солнечный ветер – поток заряженных частиц (протонов и электронов), испускаемых нагретыми внешними слоями атмосферы звезды, который простирается до границ нашей планетарной системы. Светило ежесекундно теряет миллионы тонн своей массы, из-за этого явления.

Около орбиты планеты Земля скорость частиц солнечного ветра достигает 400 километров в секунду (они перемещаются по нашей звездной системе со сверхзвуковой скоростью), а плотность солнечного ветра от нескольких до нескольких десятков ионизированных частиц в кубическом сантиметре.

Именно солнечный ветер нещадно «треплет» атмосферу планет, «выдувая» содержащиеся в ней газы в открытый космос, он же во многом ответственен за . Противостоять солнечному ветру Земле позволяет магнитное поле планеты, которое служит невидимой защитой от солнечного ветра и препятствует оттоку атомов атмосферы в открытый космос. При столкновении Солнечного ветра с магнитным полем планеты происходит оптическое явление, которое на Земле мы называем – полярное сияние , сопровождаемое магнитными бурями.

Впрочем, неоспорима и польза солнечного ветра — именно он «сдувает» из Солнечной системы и космическую радиацию галактического происхождения – а следовательно оберегает нашу звездную систему от внешних, галактических излучений.

Глядя на красоту полярных сияний, трудно поверить, что эти всполохи — видимый признак солнечного ветра и магнитосферы Земли

Вопросы программы:

Химический состав солнечной атмосферы;

Вращение Солнца;

Потемнение солнечного диска к краю;

Внешние слои солнечной атмосферы: хромосфера и корона;

Радио- и рентгеновское излучение Солнца.

Краткое содержание:

Химический состав солнечной атмосферы;

В видимой области излучение Солнца имеет непрерывный спектр, на фоне которого заметно несколько десятков тысяч тёмных линий поглощения, называемых фраунгоферовыми . Наибольшей интенсивности непрерывный спектр достигает в синезелёной части, у длин волн 4300 - 5000 А. В обе стороны от максимума интенсивность спектра убывает.

Внеатмосферные наблюдения показали, что Солнце излучает в невидимые коротковолновую и длинноволновую области спектра. В более коротковолновой области спектр резко меняется. Интенсивность непрерывного спектра быстро падает, а тёмные фраунгоферовы линии сменяются эмиссионными.

Самая сильная линия солнечного спектра находится в ультрафиолетовой области. Это резонансная линия водорода L  с длиной волны 1216 А. В видимой области наиболее интенсивны резонансные линии Н и К ионизованного кальция. После них по интенсивности идут первые линии бальмеровской серии водорода H  , H  , H  , затем резонансные линии натрия, линии магния, железа, титана, других элементов. Остальные многочисленные линии отождествляются со спектрами около 70 известных химических элементов из таблицы Д.И. Менделеева. Присутствие этих линий в спектре Солнца свидетельствует о наличии в солнечной атмосфере соответствующих элементов. Установлено присутствие на Солнце водорода, гелия, азота, углерода, кислорода, магния, натрия, железа, кальция, др. элементов.

Преобладающим элементом на Солнце является водород. На его долю приходится 70% массы Солнца. Следующим является гелий - 29% массы. На остальные элементы вместе взятые приходится чуть больше 1%.

Вращение Солнца

Наблюдения отдельных деталей на солнечном диске, а также измерения смещений спектральных линий в различных его точках говорят о движении солнечного вещества вокруг одного из солнечных диаметров, называемого осью вращения Солнца.

Плоскость, проходящая через центр Солнца и перпендикулярная к оси вращения, называется плоскостью солнечного экватора. Она образует с плоскостью эклиптики угол в 7 0 15’ и пересекает поверхность Солнца по экватору. Угол между плоскостью экватора и радиусом, проведённым из центра Солнца в данную точку на его поверхности называетсягелиографической широтой .

Угловая скорость вращения Солнца убывает по мере удаления от экватора и приближения к полюсам.

В среднем = 14º,4 - 2º,7 sin 2 B, где В - гелиографическая широта. Угловая скорость измеряется углом поворота за сутки.

Сидерический период экваториальной области равен 25 суток, вблизи полюсов он достигает 30 суток. Вследствие вращения Земли вокруг Солнца его вращение кажется более замедленным и равно 27 и 32 суток соответственно (синодический период).

Потемнение солнечного диска к краю

Фотосферой называется основная часть солнечной атмосферы, в которой образуется видимое излучение, имеющее непрерывный характер. Таким образом, она излучает практически всю приходящую к нам солнечную энергию. Фотосфера - это тонкий слой газа протяжённостью в несколько сотен километров, достаточно непрозрачный. Фотосфера видна при непосредственном наблюдении Солнца в белом свете в виде кажущейся его “поверхности”.

При наблюдении солнечного диска заметно его потемнение к краю. По мере удаления от центра, яркость убывает очень быстро. Этот эффект объясняется тем, что в фотосфере происходит рост температуры с глубиной.

Различные точки солнечного диска характеризуют углом , который составляет луч зрения с нормалью к поверхности Солнца в рассматриваемом месте. В центре диска этот угол равен 0, и луч зрения совпадает с радиусом Солнца. На краю= 90 и луч зрения скользит вдоль касательной к слоям Солнца. Большая часть излучения некоторого слоя газа исходит от уровня, находящегося на оптической глубине1. Когда луч зрения пересекает слои фотосферы под большим углом, оптическая глубина1 достигается в более внешних слоях, где температура меньше. Вследствие этого интенсивность излучения от краёв солнечного диска меньше интенсивности излучения его середины.

Уменьшение яркости солнечного диска к краю в первом приближении может быть представлено формулой:

I () = I 0 (1 - u + cos),

где I () - яркость в точке, в которой луч зрения составляет уголс нормалью, I 0 - яркость излучения центра диска, u - коэффициент пропорциональности, зависящий от длины волны.

Визуальные и фотографические наблюдения фотосферы позволяют обнаружить её тонкую структуру, напоминающую тесно расположенные кучевые облака. Светлые округлые образования называются гранулами, а вся структура - грануляцией . Угловые размеры гранул составляют не более 1″ дуги, что соответствует 700 км. Каждая отдельная гранула существует 5-10 минут, после чего она распадается и на её месте образуются новые гранулы. Гранулы окружены тёмными промежутками. В гранулах вещество поднимается, а вокруг них опускается. Скорость этих движений 1-2 км/с.

Грануляция - проявление конвективной зоны, расположенной под фотосферой. В конвективной зоне происходит перемешивание вещества в результате подъёма и опускания отдельных масс газа.

Причиной возникновения конвекции в наружных слоях Солнца являются два важных обстоятельства. С одной стороны, температура непосредственно под фотосферой очень быстро растёт вглубь и лучеиспускание не может обеспечить выхода излучения из более глубоких горячих слоёв. Поэтому энергия переносится самими движущимися неоднородностями. С другой стороны, эти неоднородности оказываются живучими, если газ в них не полностью, а лишь частично ионизован.

При переходе в нижние слои фотосферы газ нейтрализуется и не способен образовывать устойчивые неоднородности. поэтому в самих верхних частях конвективной зоны конвективные движения тормозятся и конвекция внезапно прекращается. Колебания и возмущения в фотосфере порождают акустические волны. Наружные слои конвективной зоны представляют своеобразный резонатор в котором возбуждаются 5-минутные колебания в виде стоячих волн.

Внешние слои солнечной атмосферы: хромосфера и корона

Плотность вещества в фотосфере быстро уменьшается с высотой и внешние слои оказываются сильно разреженными. В наружных слоях фотосферы температура достигает 4500 К, а потом снова начинает расти. Происходит медленный рост температуры до нескольких десятков тысяч градусов, сопровождающийся ионизацией водорода и гелия. Эта часть атмосферы называется хромосферой . В верхних слоях хромосферы плотность вещества достигает 10 -15 г/см 3 .

В 1 см 3 этих слоёв хромосферы содержится около 10 9 атомов, но температура возрастает до миллиона градусов. Здесь начинается самая внешняя часть атмосферы Солнца, которая называется солнечной короной. Причиной разогрева самых внешних слоёв солнечной атмосферы является энергия акустических волн, возникающих в фотосфере. При распространении вверх, в слои с меньшей плотностью, эти волны увеличивают свою амплитуду до нескольких километров и превращаются в ударные волны. В результате возникновения ударных волн происходит диссипация волн, которая увеличивает хаотические скорости движения частиц и происходит рост температуры.

Интегральная яркость хромосферы в сотни раз меньше чем яркость фотосферы. Поэтому для наблюдения хромосферы необходимо применение специальных методов, позволяющих выделить слабое её излучение из мощного потока фотосферной радиации. Наиболее удобными методами являются наблюдения в моменты затмений. Протяжённость хромосферы составляет 12 - 15 000 км.

При изучении фотографий хромосферы видны неоднородности, наиболее мелкие называются спикулами . Спикулы имеют продолговатую форму, вытянуты в радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч км., толщина около 1 000 км. Со скоростями в несколько десятков км/с спикулы поднимаются из хромосферы в корону и растворяются в ней. Через спикулы происходит обмен вещества хромосферы с вышележащей короной. Спикулы образуют более крупную структуру, называемую хромосферной сеткой, порождённую волновыми движениями, вызванными значительно большими и более глубокими элементами подфотосферной конвективной зоны, чем гранулы.

Корона имеет очень малую яркость, поэтому может наблюдаться лишь во время полной фазы солнечных затмений. Вне затмений она наблюдается с помощью коронографов. Корона не имеет резких очертаний и обладает неправильной формой, сильно меняющейся со временем. Наиболее яркую часть короны, удалённую от лимба не более, чем на 0,2 - 0,3 радиуса Солнца принято называть внутренней короной, а остальную, весьма протяжённую часть - внешней короной. Важной особенностью короны является её лучистая структура. Лучи бывают различной длины, вплоть до десятка и более солнечных радиусов. Внутренняя корона богата структурными образованиями, напоминающими дуги, шлемы, отдельные облака.

Излучение короны является рассеянным светом фотосферы. Этот свет сильно поляризован. Такую поляризацию могут вызвать только свободные электроны. В 1 см 3 вещества короны содержится около 10 8 свободных электронов. Появление такого количества свободных электронов должно быть вызвано ионизацией. Значит в короне в 1 см 3 содержится около 10 8 ионов. Общая концентрация вещества должна быть 2 . 10 8 . Солнечная корона представляет собой разреженную плазму с температурой около миллиона кельвинов. Следствием высокой температуры является большая протяжённость короны. Протяжённость короны в сотни раз превышает толщину фотосферы и составляет сотни тысяч километров.

Радио- и рентгеновское излучение Солнца

С олнечная корона полностью прозрачна для видимого излучения, но плохо пропускает радиоволны, которые испытывают в ней сильное поглощение и преломление. На метровых волнах яркостная температура короны достигает миллиона градусов. На более коротких волнах она уменьшается. Это связано с увеличением глубины, откуда выходит излучение, из-за уменьшения поглощающих свойств плазмы.

Радиоизлучение солнечной короны прослежено на расстояния в несколько десятков радиусов. Это возможно благодаря тому, что Солнце ежегодно проходит мимо мощного источника радиоизлучения - Крабовидной туманности и солнечная корона затмевает его. Происходит рассеяние излучения туманности в неоднородностях короны. Наблюдаются всплески радиоизлучения Солнца, вызванные колебаниями плазмы, связанными с прохождениями через неё космических лучей во время хромосферных вспышек.

Рентгеновское излучение изучено при помощи специальных телескопов, установленных на космических аппаратах. Рентгеновское изображение Солнца имеет неправильную форму с множеством ярких пятен и “клочковатой” структурой. Вблизи оптического лимба заметно увеличение яркости в виде неоднородного кольца. Особенно яркие пятна наблюдаются над центрами солнечной активности, в областях, где находятся мощные источники радиоизлучения на дециметровых и метровых волнах. Это означает, что рентгеновское излучение возникает в основном с солнечной короне. Рентгеновские наблюдения Солнца позволяют проводить детальные исследования структуры солнечной короны непосредственно в проекции на диск Солнца. Рядом с яркими областями свечения короны над пятнами обнаружены обширные тёмные области, не связанные ни с какими заметными образованиями в видимых лучах. Они называютсякорональными дырами и связаны с участками солнечной атмосферы, в которых магнитные поля не образуют петель. Корональные дыры являются источником усиления солнечного ветра. Они могут существовать в течение нескольких оборотов Солнца и вызывать на Земле 27-дневную периодичность явлений, чувствительных к корпускулярному излучению Солнца.

Контрольные вопросы:

Какие химические элементы преобладают в солнечной атмосфере?

Как можно узнать о химическом составе Солнца?

С каким периодом Солнце вращается вокруг своей оси?

Совпадает ли период вращения экваториальных и полярных областей Солнца?

Что такое фотосфера Солнца?

Какое строение имеет Солнечная фотосфера?

Чем вызвано потемнение солнечного диска к краю?

Что такое грануляция?

Что такое солнечная корона?

Какова плотность вещества в короне?

Что такое солнечная хромосфера?

Что такое спикулы?

Какова температура короны?

Чем объясняется большая температура короны?

Каковы особенности радиоизлучения Солнца?

Какие области Солнца ответственны за появление рентгеновского излучения?

Литература:

Кононович Э.В., Мороз В.И. Курс общей астрономии. М., Эдиториал УРСС, 2004.

Галузо И.В., Голубев В.А., Шимбалев А.А. Планирование и методика проведения уроков. Астрономия в 11 классе. Минск. Аверсэв. 2003.

Уипл Ф.Л. Семья Солнца. М. Мир. 1984

Шкловский И. С. Звёзды: их рождение, жизнь и смерть. М. Наука. 1984

Наше место в этом мире
Млечный путь - шаша Галактика
Солнечная атмосфера - фотосфера

Фотосфера - атмосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного края. Эти самые глубокие слои атмосферы 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 сохранятся относительно немного простейших молекул и радикалов типа H 2 , OH, CH.

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 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 растет. 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 темные линии и сочли их границами цветов.
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 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 счете 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 тысяч раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма - хороший проводник, она не может перемещаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъем горячих газов снизу тормозится, и возникает темная область - солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем черным, хотя в действительности яркость его слабее только 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 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.
Солнечная атмосфера - 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 непожвижными 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 кажутся 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.
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 ее газов.
Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки (самые мощные взрывоподобные процессы, могут продолжаться всего несколько минут, но за это время выделяется энергия, которая иногда достигает 10 25 Дж). 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 - все это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.
Солнечная атмосфера - корона

Корона - в отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца 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 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 ее цвет.
Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. 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 фотопластинкой специальный "радиальный" фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На таких снимках ее 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, четко 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. Еще 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 щеточки. При этом общая яркость короны уменьшается. Эта интересная особенность короны, повидимому, связана с постепенным перемещением в течении 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 существуют определенная 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 ее область называют обычно возбужденной. Она горячее и плотнее соседних, невозбужденных 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 еще 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 сначало увеличивается (почти до 50%), а затем уменьшается. Наконец, в спектре короны появляются яркие эмиссионные линии, которые почти до середины XX в. не удалось отождествить ни с одним из известных химических элементов.
Оказалось, что главная причина всех этих особенностей короны - высокая температура сильно разреженного газа. При температуре свыше 1 млн градусов средние скорости атомов водорода превышают 100 км/с, а у свободных электронов они еще раз в 40 больше. При таких скоростях, несмотря на сильную разреженность вещества (всего 100 млн частиц в куб см, что в 100 млрд раз разреженнее воздуха на Земле!), сравнительно часты столкновения атомов, особенно с электронами. Силы электронных ударов так велики, что атомы легких элементов практически полностью лишаются всех своих электронов и от них остаются лишь "голые" атомные ядра. Более тяжелые 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, возникающих при ионизации атомов водорода (по одному электрону), гелия (по два электрона) и более тяжелых 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 рассеиванием обычного солнечного света на свободных электронах. Они не вкладывают своей энергии при рассеивании: колеблясь в такт световой волны, они лишь изменяют направление рассеиваемого света, при этом поляризуя его. Таинственные яркие линии в спектре порождены необячным излучением высокоионизированных атомов железа, аргона, никеля, кальция и других элементов, возникающим только в условиях сильного разрежения. Наконец, линии поглощения во внешней короне вызваны рассеиванием на пылевых частицах, которые постоянно присутствуют в межзвездной среде. А отсутствие линии во внутренней короне связано с тем, что при рассеянии на очень быстро движущихся электронах все световые кванты испытывают столь значительные изменения частот, что даже сильные фраунгоферовы линии солнечного спектра полностью "замываются".
Итак, корона Солнца - самая 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 потокак 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 гигантсткую гелиосферу, границащую с еще более разреженной межзвездной средой.
Фактически мы живем окруженные солнечной короной, хотя и защищенные от ее проникающей радиации надежным барьером в виде земного магнитного поля. Через корону солнечная активность влияет на многие процессы, происходящие на Земле (геофизические явления).
Как Солнце влияет на Землю

Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы невозможна жизнь на ней не только человека, но даже микроорганизмов. Солнце - главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не только тепло и свет получает Земля от Солнца. Различные виды солнечного излучения и потоки частиц оказывают постоянное влияние на ее жизнь.
Солнце посылает на Землю электромагнитные волны всех областей спектра - от многокилометровых радиоволн до гамма-лучей. Окрестностей Земли достигают также заряженные частицы разных энергий - как высоких, так и низких и средних. Наконец, Солнце испускает мощный поток элементарных частиц - нейтрино. Однако воздействие последних на земные процессы пренебрежительно мало: для этих частиц земной шар прозрачен, и они свободно сквозь него пролетают. Только очень малая часть заряженных частиц из межпланетного пространства попадает в атмосферу Земли (остальные отклоняет или задерживает геомагнитное поле). Но их энергии достаточно для того, чтобы вызвать полярные сияния и возмущения магнитного поля нашей планеты.
Электромагинтное возмущение подвергается строгому отбору в земной атмосфере. Она прозрачна только для видимого света и ближайших ультрафиолетового и инфракрасного излучения, а также для радиоволн в сравнительно узком диапазоне (от сантиметровых до метровых). Все остальное излучение либо отражается, либо поглощается атмосферой, нагревая и ионизуя ее верхние слои.
Поглощение рентгеновских и жестких ультрафиолетовых лучей начинается на вымотах 300-350 км; на этих же высотах отражаются наиболее длинные радиоволны, приходящие из космоса. При сильных всплесках солнечного рентгеновского излучения от хромосферных вспышек рентгеновские кванты проникают до высот 80-100 км от поверхности Земли, ионизуют атмосферу и вызывают нарушение связи на коротких волнах.

Темные, зловещего вида области в левой части солнечного диска - это так называемые корональные дыры. Эти области, располагающиеся над поверхностью, где силовые линии солнечного магнитного поля уходят в межпланетное пространство, характеризуются пониженным давлением. Корональные дыры начали интенсивно изучать со спутников начиная с 1960-х годов в ультрафиолетовом и рентгеновском свете. Известно, что они являются источниками интенсивного солнечного ветра, который состоит из атомов и электронов, улетающих от Солнца вдоль разомкнутых силовых линий магнитного поля.

НАШЕ СОЛНЦЕ

Мягкое (длинноволновое) ультрафиолетовое излучение способно проникать еще глубже, оно поглощается на высоте 30-35 км. Здесь ультрафиолетовые кванты разбивают на атомы молекулы кислорода с последующим образованием озона. Тем самым создается не прозрачный для ультрафиолета "озоновый экран", предохраняющий жизнь на Земле от гибельных лучей. Не поглотившаяся часть наиболее длинноволнового ультрафиолетового излучения доходит до земной поверхнсти. Именно эти лучи вызывают у людей загар.
Излучение в видимом диапазоне поглощается слабо. Однако оно рассеивается атмосферой даже в отсутствие облаков, и часть его возвращается в межпланетное пространство. Облака, состоящие из капелек воды и твердых частиц, значительно усиливают отражение солнечного излучения. В результате до поверхности планеты доходит в среднем около половины падающего на границу земной атмосферы света.
Количество солнечной энергии, приходящейся на поверхность площадью 1 кв метр, развернутую перпендикулярно солнечным лучам на границе земной атмосферы, называется солнечной постоянной. Измерять ее с Земли очень трудно, и потому значения, найденные до начала космических исследований, были весьма приблизительными. Небольшие колебания (если они реально существовали) заведомо "тонули" в неточности измерений. Лишь выполнение специальной космической программы по определению солнечной постоянной позволило найти ее надежное значение. По последним данным, оно составляет 1370 Вт/м 2 с точностью до 0,5%. Колебаний, превышающих 0,2%, за время измерений не выявлено.
На Земле излучение поглощается сушей и океаном. Нагретая земная поверхность в свою очередь излучает в длинноволновой инфракрасной области. Для такого излучения азот и кислород атмосферы прозрачны. Зато оно жадно поглощается водяным паром и углекислым газом. Благодаря этим малым составляющим воздушная оболочка удерживает тепло. В этом и заключается парниковый эффект атмосферы. Между приходом солнечной энергии на Землю и ее потерями на планете в общем существует равновесие: сколько поступает, столько и расходуется. В противном случае температура земной поверхности вместе с атмосферой либо постоянно повышалась бы, либо падала.

- все явления солнечной активности связаны с выходом на поверхность Солнца магнитных полей. Уже первые измерения эффекта Зеемана, проведённые в начале 20 в., показали, что поля в пятнах характеризуются напряжённостью порядка нескольких тыс. эрстед, причём такие поля реализуются в областях с диаметром 20 000 км. Современные приборы для измерения полей на Солнце позволяют не только измерять величину поля с точностью до 1 Э, но и судить об углах наклона вектора напряжённости магнитного поля. Выяснено, например, что факелы представляют собой области с полями 5-300 Э. В тени пятен поля достигают 1000-4500 Э. В центре пятна поле направлено вверх, вдоль радиуса Солнца, но к периферии его наклон увеличивается, и в полутени поле уже практически параллельно солнечной поверхности. Поле сосредоточено в отдельных жгутах.

На Солнце очень неспокойно. На этой картинке, представленной в условных цветах, изображена активная область, расположенная на краю диска Солнца. Горячая плазма вырывается из Солнечной фотосферы и движется вдоль линий магнитного поля. Красным отмечены очень горячие области, указывая на то, что по некоторым петлям магнитного поля распространяется более горячее вещество, нежели по другим петлям. Петли магнитного поля очень велики, так что внутри них легко может поместиться Земля.

НАШЕ СОЛНЦЕ

Среднее по солнечной поверхности поле имеет порядок 1 Э, оно состоит, по-видимому, из отдельных ячеек с 10 Э на их границах. Такое поле наблюдается близ полюсов Солнца, тогда как на низких широтах оно часто возмущено сильными полями активных областей. Эти сильные локальные поля возмущают не только фотосферу, но проникают и во внешние слои. В хромосфере над тенью пятен их величина может достигать 1000 Э, над полутенью и факелами 100 Э. Косвенные данные говорят, что поля в короне над активной областью 10-0,1 Э. Т. о., активная область (или центр активности) отождествляется с местом повышенной напряжённости магнитног поля. Нижнее основание активной области - факелы и пятна - располагается в фотосфере. Верхняя часть проявляется как хромосферный факел (флоккул), и в короне - как корональная конденсация.
Чаще всего активные области характеризуются двумя полюсами противоположной полярности - т.н. биполярными центрами, хотя встречаются как мультиполярные, так и униполярные области. Полюса противоположной полярности соединяются системой арок протяжённостью до 30 000 км и высотой до 5000 км. Вершины арок медленно поднимаются, а около полюсов газ стекает вниз, по направлению к фотосфере.
Своеобразно развитие активной области во времени. С усилением магного поля в фотосфере возникает факел, постепенно увеличивающий свою площадь и яркость. Примерно через сутки в нём возникает несколько тёмных точек - пор, развивающихся затем в солнечные пятна. Десятые - одиннадцатые сутки жизни области характеризуются наиболее бурными процессами в хромосфере и короне. При этом размер больших групп пятен достигает 20 гелиографических градусов по долготе и 10 по широте или 2400 км X 12 000 км. Через 1-3 месяца пятна постепенно пропадают, над областью повисает гигантский протуберанец. Через полгода или год данная область исчезает.
Для среднего пятна с полем 3000 Э магнитная энергия по меньшей мере в 10 раз превосходит кинетич. энергию конвективных движений. Но в конвективной ячейке обязательно присутствует горизонтальное перемещение, перпендикулярное направлению поля. Поле препятствует горизонтальному перемещению, в результате чего конвекция в пятнах оказывается значительно ослабленной. Затруднение конвекции приводит к меньшему поступлению энергии в область пятен, поскольку энергия в глубоких слоях переносится конвективными движениями. Вероятно, с этим и связаны более низкая температура и "чернота" пятен.
Наблюдаемые в тени пятен гранулы (с размерами до 300 км и среднем временем жизни 15-30 мин) указывают на наличие сильно видоизменённой конвекции. Она состоит здесь в том, что отдельные элементы горячего газа прорываются в пятнах вдоль поля до фотосферных высот. Там они расширяются, сжимая окружающий газ вместе с полем. Плотный газ опускается, движения газа напоминают перемещения вверх и вниз в тесно расположенных трубах с незначительно изменяющимся поперечным сечением (т. е. с незначительной деформацией силовых линии). Во многих других случаях - при движении газа в протуберанцах, в корональных арках траектории движения газа также совпадают с ходом силовых линий.
Степень влияния поля на строение внешней атмосферы зависит как от величины выходящего на поверхность магнитного потока (1017-1022 Мкс), так и от того, насколько сильно он изменяется с высотой и во времени.

Фотосфера - тот слой солнечной атмосферы, который мы видим в телескоп и воспринимаем глазом как поверхность, имеет темпеpaтypy около 5 800 С. В период минимума солнечной активности поверхность фотосферы относительно спoкойна. Все вихри термoядерных реакций, дающие звезде ее энергию, бушуют глубоко внутри. Но с началом нового цикла энергия всех этих внутренних прoцессов начинает прорываться наружу. Увеличение солнечной активности является симптомом магнитных сдвигов под поверхностью Солнца. В этот период магнитное поле звезды теряет свою полярность. На ее поверхности начинают появляться пятна - относительно холодные области, температура которых не превышает 4 500°С. На фоне более горячей фотoсферы они выглядят как темные. Магнитное поле пятен значительно выше окружающего их пространства. В той области, через которую проходят так называемые "перекрученные" силовые линии поля пятна, иногда возникают ситуации, при кoторых возможно "перезамыкание» магнитных полей. Здесь начинают активно развиваться солнечные вспышки - самое сильное проявление солнечной активности, влияющеё на Землю. Она затрагивают всю толщу солнечной атмосферы. Их развитие сопровождается сложными движениями ионизованного газа, его свечением, ускорением частиц. Энергия большой солнечной вспышки достигает огромной величины, сравнимой с количеством солнечной энергии, получаемой нашей планетой в течение целого года. Это приблизительно в 100 раз больше всей тепловой энергии, которую можно было бы получить при сжигании всех разведанных запасов нефти, газа и угля. Сильные вспышки - весьма редкое явление, при кoтором энергия выделяется в верхней хромосфере или нижней короне, генерируя кратковременное электромагнитное излучение в дoвольно широком диапазоне длин волн - от жесткого рентгеновского излучения до радиоволн. Основная ее часть выделяется в виде кинетической энергии частиц, движущихся в короне и межпланетном пространстве со скоростями до 1000 км/с, и энергии жесткого электромагнитного излучения. Вещество выбрасывается с поверхности Солнца со скоростью от 20 до 2 000 км/сек. Его масса оценивается в миллиарды тонн. А его энергия, распространяясь в космосе, менее чем за 4 минуты достигает Земли. Поток корпускулярных частиц, испускаемых Солнцем, со скоростью около 500 км/сек врезается в магнитное поле Земли, вызывая в нем возмущения и влияя на происходящие на нашей планете процессы.

Как и у любой планеты или звезды, у Солнца имеется своя атмосфера . Под ней подразумевают такие внешние слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство. Наша звезда целиком состоит из газа. Ее атмосфера начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои называют фотосферой . Поскольку их толщина составляет не более одной тысячной доли солнечного радиуса (от 100 до 400 км), фотосферу иногда называют поверхностью Солнца . Плотность газов в фотосфере 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. Средняя эффективная температура, которая воспринимается Землей, может быть подсчитана из уравнения Стефана-Больцмана и составляет 5778 К. При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях сохраняется относительно немного простейших молекул типа H 2, ОН, СН.
Если рассматривать Солнце в телескоп с большим увеличением, то можно наблюдать тонкие слои фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зернышками - гранулами, разделенными сетью узких темных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания более теплых потоков газа и опускающихся более холодных. 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.
Фотосфера образует видимую поверхность Солнца, от которой определяются размеры звезды, расстояния от поверхности Солнца до других небесных тел и т. д.

Фотосфера-видимый диск Солнца. На рис. заметна небольшая темная область,

которая называется солнечным пятном. Температура в таких областях намного

ниже, по сравнению с окружающей атмосферой и достигает всего 1500 К.

Фотосфера постепенно переходит в более разряженные внешние солнечные слои атмосферы - хромосферу и корону . Хромосфера названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Невооруженным глазом ее можно разглядеть только в течении нескольких секунд во время полного солнечного затмения (когда Луна полностью закрывает (затмевает) Солнце от наблюдателя на Земле, т.е центры Земли , Луны и Солнца находятся на одной линии). Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул). Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере и увеличивается с высотой от 4000 до 15 000 К ., а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы 10-15 тыс. километров. Рост температуры объяснятся распространением волн и магнитных полей, проникающих в нее из конвективной зоны.

Хромосфера Солнца, наблюдаемая во время полного

солнечного затмения

Хромосферу принято разделять на две зоны:

— нижняя хромосфера — простирается примерно до 1500 км, состоит из нейтрального водорода, в её спектре содержится большое количество слабых спектральных линий;

— верхняя хромосфера — сформирована из отдельных спикул, выбрасываемых из нижней хромосферы на высоту до 10 000 км и разделённых более разреженным газом.

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. Время от времени из хромосферы вздымаются струи, облака и арки раскаленного газа, называемые протуберанцами . Во время полного солнечного затмения они видны невооруженным глазом. Одни протуберанцы плавают спокойно, другие со скоростями в несколько сот километров в секунду поднимаются до высоты, достигающей солнечного радиуса. 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. 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.

Протуберанец - гигантский фонтан раскаленного газа, который

поднимается на высоту в десятки и сотни тысяч километров и

удерживается над поверхностью Солнца магнитным полем.

Солнечный протуберанец в сравнении с нашей планетой

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. Вспышки - самые мощные взрывоподобные процессы, наблюдаемые на Солнце. Они могут продолжаться всего несколько минут, но за это время выделяется энергия, которая иногда может достигать 10 25 Дж. Примерно такое же количество тела приходит от Солнца на всю поверхность Земли за целый год.
Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки - всё это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.

К внешнему слою атмосферы Солнца относится солнечнаяКорона. Она простирается на многие миллионы километров, а ее граница продолжается до самого конца всей Солнечной системы . Естественно все планеты, в том числе и наша Земля, находятся под огромным солнечным куполом. Солнечная корона начинается сразу после хромосферы и состоит из достаточно разреженного газа. Температура короны — порядка миллиона кельвинов. Причем от хромосферы она повышается до двух миллионов на расстоянии порядка 70000 км от видимой поверхности Солнца, а затем начинает убывать, достигая у Земли ста тысяч градусов.

Из-за огромной температуры частицы движутся так быстро,что при столкновениях от атомов отлетают электроны,которые начинают двигаться как свободные частицы. В результате этого лёгкие элементы полностью теряют все свои электроны,так что в короне практически нет атомов водорода или гелия,а есть только протоны и альфа-частицы. Тяжелые элементы теряют до 10-15 внешних электронов. По этой причине в солнечной короне наблюдаются необычные спектральные линии,которые долгое время не удавалось отождествить с известными химическими элементами.