Атмосфера
Земна атмосфера - це повітря, яким ми дихаємо, звична нам газова оболонка Землі. Такі оболонки є і в інших планет. Зірки цілком складаються з газу, але їх зовнішні шари також іменують атмосферою. При цьому зовнішніми вважаються ті верстви, звідки хоча б частину випромінювання може безперешкодно, не поглинаючись вищерозташованими шарами, піти в навколишній простір.
Фотосфера
Фотосфера Сонця починається на 200-300 км глибше видимого краю сонячного диска. Ці самі глибокі шари атмосфери називають фотосферою. Оскільки їх товщина складає не більше однієї трьохтисячної частки сонячного радіуса, фотосфери іноді умовно називають поверхнею Сонця.
Щільність газів в фотосфері приблизно така ж, як у земній стратосфері, і в сотні разів менше, ніж біля поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується від 8000 К на глибині 300 км до 4000 К в самих верхніх шарах. Температура ж того середнього шару, випромінювання якого ми сприймаємо, близько 6000 К.
За таких умов майже всі молекули газу розпадаються на окремі атоми. Лише в верхніх шарах фотосфери зберігається відносно небагато найпростіших молекул і радикалів типу Н2, ВІН, СП.
Особливу роль у сонячній атмосфері відіграє не зустрічається в I земній природі негативний іон водню, який являє собою протон з двома електронами. Це незвичайне поєднання виникає в тонкому зовнішньому, найбільш "холодному" шарі фотосфери при "налипанні" на нейтральні атоми водню негативно заряджених вільних електронів, які доставляються легко іонізуемимі атомами кальцію, натрію, магнію, заліза та інших металів. При виникненні негативні іони водню випромінюють більшу частину видимого світла. Цей же світло іони жадібно поглинають, через що непрозорість атмосфери з глибиною швидко зростає. Тому видимий край Сонця і здається нам дуже різким.
Майже всі наші знання про Сонце засновані на вивченні його спектру - вузенькою різнобарвною смужки, що має ту ж природу, що і веселка. Вперше, поставивши призму на шляху сонячного променя, таку смужку отримав Ньютон і вигукнув:
"Спектрум!" (Лат. spectrum - "бачення"). Пізніше в спектрі Сонця помітили темні лінії і визнали їх межами квітів. У 1815 р. німецький фізик Йозеф Фраунгофер дав перше докладний опис таких ліній в сонячному спектрі, і їх стали називати його ім'ям. Виявилося, що фраунгоферові лінії відповідають Екім ділянках спектру, які сильно поглинаються атомами різних речовин (див. статтю "Аналіз Видимого світла"). У телескоп з великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери: вся вона здається посипаної дрібними яскравими зернятками - гранулами, розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатом перемішування спливаючих теплих потоків газу і опускаються більш холодних. Різниця температур між ними в зовнішніх шарах порівняно невелика (200-300 К), але глибше, в конвективної зоні, вона більше, і перемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція в зовнішніх шарах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери.
У кінцевому рахунку саме конвекція в результаті складної взаємодії з сонячними магнітними полями є причиною всіх різноманітних проявів сонячної активності. Магнітні поля беруть участь у всіх процесах на Сонце. Часом в невеликій області сонячної атмосфери виникають концентровані магнітні поля, у кілька разів сильніші, ніж на Землі. Ионизованного плазма - хороший провідник, вона не може перемішуватися впоперек ліній магнітної індукції сильного магнітного поля. Тому в таких місцях перемішування і підйом гарячих газів знизу гальмується, і виникає темна область - сонячне пляма. На тлі сліпучої фотосфери воно здається зовсім чорним, хоча насправді яскравість його слабкіше тільки раз на десять.
З часом величина і форма плям сильно змінюються. Виникнувши у вигляді ледь помітною точки - пори, пляма поступово збільшує свої розміри до декількох десятків тисяч кілометрів. Великі плями як правило, складаються з темної частини (ядра) і менш темної - півтіні, структура якої надає плямі вид вихору. Плями бувають оточені яскравими ділянками фотосфери, званими смолоскипами чи факельними полями.
Фотосфера поступово переходить у більш зріджені зовнішні шари сонячної атмосфери - хромосферу і корону.
Хромосфера
Хромосфера (грец. "сфера кольору") названа так за свою червонувато-фіолетове забарвлення. Вона видно під час повних сонячних затемнень як клочковатое яскраве кільце навколо чорного диска Місяця, тільки що затьмарить Сонце. Хромосфера досить неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків (спікул), які надають їй вид палаючій трави. Температура цих хромосферних струменів у два-три рази вище, ніж у фотосфері, а щільність в сотні тисяч разів менше. Загальна протяжність хромосфери 10 - 15 тис. кілометрів.
Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль і магнітних полів, що проникають у неї з конвективної зони. Речовина нагрівається приблизно так само, як якщо б це відбувалося в гігантській мікрохвильової печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішають зіткнення між ними, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовина стає гарячою іонізованої плазмою. Ці ж фізичні процеси підтримують і надзвичайно високу температуру самих зовнішніх шарів сонячної атмосфери, які розташовані вище хромосфери.
Часто під час затемнень (а за допомогою спеціальних спектральних приладів - і не чекаючи затемнень) над поверхнею Сонця можна спостерігати вигадливої форми "фонтани", "хмари", "воронки", "кущі", "арки" і інші яскраво світяться освіти з хромосферного речовини. Вони бувають нерухомими або повільно змінюються, оточеними плавними вигнутими струменями, які стікають в хромосферу або випливають з неї, піднімаючись на десятки і сотні тисяч кілометрів. Це найграндіозніші освіти сонячної атмосфери - протуберанці. При спостереженні в червоній спектральної лінії, що випромінюється атомами водню, вони здаються на тлі сонячного диска темними, довгими і зігнутими волокнами.
Протуберанці мають приблизно таку ж щільність і температуру, що і Хромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені вищими, сильно розрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають у хромосферу тому, що їх речовина підтримується магнітними полями активних областей Сонця.
Вперше спектр протуберанця поза затемненням спостерігали французький астроном П'єр Жансен і його англійський колега Джозеф Локьер в 1868 р. Щілина спектроскопа розташовують так, щоб вона перетинала край Сонця, і якщо поблизу нього знаходиться протуберанець, то можна помітити спектр його випромінювання. Направляючи щілину на різні ділянки протуберанця або хромосфери, можна вивчити їх по частинах. Спектр протуберанців, як і хромосфери, складається з яскравих ліній, головним чином водню, гелію і кальцію. Лінії випромінювання інших хімічних елементів теж присутні, але вони набагато слабші.
Деякі протуберанці, пробувши довгий час без помітних змін, раптово як би вибухають, і речовина їх зі швидкістю в сотні кілометрів у секунду викидається в міжпланетний простір. Вид хромосфери також часто змінюється, що вказує на безперервний рух складових її газів.
Іноді щось схоже на вибухи відбувається в дуже невеликих за розміром областях атмосфери Сонця. Це так звані хромосферні спалаху. Вони тривають зазвичай кілька десятків хвилин. Під час спалахів в спектральних лініях водню, гелію, іонізованого кальцію та деяких інших елементів світіння окремої ділянки хромосфери раптово збільшується в десятки разів. Особливо сильно зростає ультрафіолетове і рентгенівське випромінювання: деколи його потужність у декілька разів перевищує загальну потужність випромінювання Сонця в цій короткохвильової області спектру до спалаху.
Плями, факели, протуберанці, хромосферні спалаху - все це прояви сонячної активності. З підвищенням активності число цих утворень на Сонце стає більше.
Корона
На відміну від фотосфери і хромосфери сама зовнішня частина атмосфери Сонця - корона - володіє величезною протяжністю: вона простягається на мільйони кілометрів, що відповідає кільком сонячним радіусів, а її слабке продовження йде ще далі.
Густина речовини в сонячної короні убуває з висотою значно повільніше, ніж щільність повітря в земній атмосфері. Зменшення щільності повітря при підйомі вгору визначається тяжінням Землі. На поверхні Сонця сила тяжіння значно більше, і, здавалося б його атмосфера не повинна бути високою. Насправді вона надзвичайно велика. Отже, є якісь сили, що діють проти тяжіння Сонця. Ці сили пов'язані з величезними швидкостями руху атомів і електронів в короні, розігрітій до температури 1 - 2 млн градусів!
Корону найкраще спостерігати під час повної фази сонячного затемнення. Правда, за ті кілька хвилин, що вона триває, дуже важко замалювати не тільки окремі деталі, але навіть загальний вигляд корони. Око спостерігача тільки-но починає звикати до раптово настали сутінків, а що з'явився з-за краю Місяця яскравий промінь Сонця вже оголошує про кінець затемнення. Тому часто замальовки корони, виконані досвідченими спостерігачами під час одного й того ж затемнення, сильно різнилися. Не вдавалося навіть точно визначити її колір.
Винахід фотографії дало астрономам об'єктивний і документальний метод дослідження. Однак отримати гарний знімок корони теж нелегко. Справа в тому, що найближча до Сонця її частина, так звана внутрішня корона, порівняно яскрава, в той час як далеко простягається зовнішня корона представляється дуже блідим сяйвом. Тому якщо на фотографіях добре видно зовнішня корона, то внутрішня виявляється перетримати, а на знімках, де проглядаються деталі внутрішньої корони, зовнішня зовсім непомітна. Щоб подолати ці труднощі, під час затемнення зазвичай намагаються отримати одразу кілька знімків корони - з великими і маленькими витягами. Або ж корону фотографують, поміщаючи перед фотопластиной спеціальний "радіальний" фільтр, що послабляє кільцеві зони яскравих внутрішніх частин корони. На такіхснімках її структуру можна простежити до відстаней у багато сонячних радіусів.
Вже перші вдалі фотографії дозволили виявити в короні велику кількість деталей: корональні промені, всілякі "дуги", "шоломи" та інші складні освіти, чітко пов'язані з активними областями.
Головною особливістю корони є промениста структура. Корональні промені мають найрізноманітнішу форму: іноді вони короткі, іноді довгі, бувають промені прямі, а іноді вони сильно вигнуті.
Ще в 1897 р. пулковський астроном Олексій Павлович Ганський виявив, що загальний вигляд сонячної корони періодично змінюється. Виявилося, що це пов'язано з 11-річним циклом сонячної активності.
З 11-річним періодом змінюється як загальна яскравість, так і форма сонячної корони. В епоху максимуму сонячних плям вона має порівняно округлу форму. Прямі і спрямовані вздовж радіуса Сонця промені корони спостерігаються як у сонячного екватора, так і в полярних областях. Коли ж плям мало, корональні промені утворюються лише в екваторіальних і середніх широтах. Форма корони стає витягнутої. У полюсів з'являються характерні короткі промені, так звані полярні щіточки. При цьому загальна яскравість корони зменшується. Ця цікава особливість корони, мабуть, пов'язана з поступовим переміщенням протягом 11-річного циклу зони переважного утворення плям. Після мінімуму плями починають виникати по обидві сторони від екватора на широтах 30-40 °. Потім зона пятнообразования поступово опускається до екватора.
Ретельні дослідження дозволили встановити, що між структурою корони і окремими утвореннями в атмосфері Сонця існує певний зв'язок. Наприклад, над плямами і смолоскипами зазвичай спостерігаються яскраві і прямі корональні промені. У їхній бік вигинаються сусідні промені. В основі корональних променів яскравість хромосфери збільшується. Таку її область називають зазвичай збудженої. Вона гаряче і щільніше сусідніх, збудженому областей. Над плямами в короні спостерігаються яскраві складні освіти. Протуберанці також часто бувають оточені оболонками з корональної матерії.
Корона виявилася унікальною природною лабораторією, в якій можна спостерігати речовина в самих незвичайних і недосяжних на Землі умовах.
На рубежі XIX-XX століть, коли фізика плазми фактично ще не існувала, спостережувані особливості корони представлялися незрозумілою загадкою. Так, за кольором корона дивно схожа на Сонце, як ніби його світло відбивається дзеркалом. При цьому, однак, у внутрішній короні зовсім зникають характерні для сонячного спектру фраунгоферові лінії. Вони знову з'являються далеко від краю Сонця, у зовнішній короні, але вже дуже слабкі. Крім того, світло корони поляризований: площини, в яких коливаються світлові хвилі, розташовуються в основному відносно до сонячного диска.
З віддаленням від Сонця частка поляризованих променів спочатку збільшується (майже до 50%), а потім зменшується. Нарешті, в спектрі корони з'являються яскраві емісійні лінії, які майже до середини XX ст. не вдавалося ототожнити з жодним із відомих хімічних елементів.
Виявилося, що головна причина всіх цих особливостей корони - висока температура сильно розрідженого газу. При температурі свише1 млн градусів середні швидкості атомів водню перевищують 100 км / с, а у вільних електронів вони ще раз на 40 більше. При таких швидкостях, незважаючи на сильну розрідженість речовини (всього 100 млн частинок в 1 см3, що в 100 млрд разів розрідження повітря на Землі!), Порівняно часті зіткнення атомів, особливо з електронами. Сили електронних ударів так великі, що атоми легких елементів практично повністю позбавляються всіх своїх електронів і від них залишаються лише "голі" атомні ядра. Більш важкі елементи зберігають найглибші електронні оболонки, переходячи в стан високого ступеня іонізації.
Отже, корональний газ - це високоіонізованная плазма; вона складається з безлічі позитивно заряджених іонів різноманітних хімічних елементів і трохи більшої кількості вільних електронів, що виникли при іонізації атомів водню (по одному електрону), гелію (по два електрона) і більш важких атомів. Оскільки в такому газі основну роль грають рухливі електрони, його часто називають електронним газом, хоча при цьому мається на увазі наявність такої кількості позитивних іонів, яке повністю забезпечувало б нейтральність плазми в цілому.
Білий колір корони пояснюється розсіюванням звичайного сонячного світла на вільних електронах. Вони не вкладають своєї енергії при розсіянні: коливаючись у такт світлової хвилі, вони лише змінюють напрямок розсіюється світла, при цьому поляризуючи його. Таємничі яскраві лінії в спектрі породжені незвичайним випромінюванням високоіонізованних атомів заліза, аргону, нікелю кальцію та інших елементів, що виникають тільки в умовах сильного розрідження. Нарешті, лінії поглинання в зовнішній короні викликані розсіюванням на пилових частинках які постійно присутні міжзоряному середовищі. А відсутність ліній у внутрішній короні пов'язаний з тим, що при розсіянні на дуже швидко рухаються електронах всі світлові кванти відчувають стіл значні зміни частот, чи навіть сильні фраунгоферові лини сонячного спектра повністю "замиваються".
Отже, корона Сонця - сама зовнішня частина його атмосфери, сама розріджена і найгарячіша. Додамо, що вона і найближча до нас виявляється, вона простягається далеко від Сонця у вигляді постійно рухається від нього потоку плазми - сонячного вітру. Поблизу Землі його швидкість складає в середньому 400 - 500 км / с, а часом досягає майже 1000 км / с. Поширюючись далеко за межі орбіт Юпітера й Сатурна,, сонячний вітер утворює гігантську геліосферу, що межує з ще більш розрідженому міжзоряному середовищем.
Фактично ми живемо оточені сонячної короною, хоча і захищені від її проникаючої радіації надійним бар'єром у вигляді земного магнітного поля. Через корону сонячна активність впливає 1 багато процеси, що відбуваються 1 Землі (геофізичні явища).