Фотосфера – это 300-километровый слой. Именно отсюда приходит к нам солнечное излучение. И когда мы смотрим на Солнце с Земли, то фотосфера является как раз тем слоем, который пронизывает наше зрение. Излучение же из более глубоких слоев к нам уже не доходит, и увидеть их невозможно. Температура в фотосфере растет с глубиной и в среднем оценивается в 5800 К. Из фотосферы исходит основная часть оптического излучения Солнца. Здесь средняя плотность газа составляет менее 1/1000 плотности воздуха, которым мы дышим, а температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается до 4800 К. Водород при таких условиях сохраняется почти полностью в нейтральном состоянии. Хромосфера (слева) и фотосфера (справа) Солнца. В лучах H-alpha наше светило больше, чем в оптике, так как здесь мы наблюдаем более высокие слои атмосферы Солнца. Именно они видны во время солнечных затмений в виде красного ободка вокруг Луны

Астрофизики за поверхность великого светила принимают основание фотосферы. Саму же фотосферу они считают самым нижним слоем солнечной атмосферы. Над ним расположено еще два слоя, которые образуют внешние слои солнечной атмосферы, - хромосфера и корона. И хотя резких границ между этими тремя слоями не существует, познакомимся с их главными отличительными признаками. Желто-белый свет фотосферы обладает непрерывным спектром, то есть имеет вид сплошной радужной полоски с постепенным переходом цветов от красного к фиолетовому. Но в нижних слоях разреженной хромосферы, в области так называемого температурного минимума, где температура опускается до 4200 К, солнечный свет испытывает поглощение, благодаря которому в спектре Солнца образуются узкие линии поглощения. Их называют фраунгоферовыми линиями, по имени немецкого оптика Йозефа Фраунгофера, который в 1816 году тщательно измерил длины волн 754 линий. На сегодняшний день в спектре Солнца зарегистрировано свыше 26 тыс темных линий различной интенсивности, возникающих из-за поглощения света «холодными атомами». И поскольку каждый химический элемент имеет свой характерный набор линий поглощения, это дает возможность определить его присутствие во внешних слоях солнечной атмосферы. Химический состав атмосферы Солнца подобен составу большинства звезд, образовавшихся в течение нескольких последних миллиардов лет (их называют звездами второго поколения). По сравнению со старыми небесными светилами (звездами первого поколения) они содержат в десятки раз больше тяжелых элементов, то есть элементов, которые тяжелее гелия. Астрофизики считают, что тяжелые элементы впервые появились в результате ядерных реакций, протекавших при взрывах звезд, а возможно, даже во время взрывов галактик. В период образования Солнца межзвездная среда уже была достаточно хорошо обогащена тяжелыми элементами (само Солнце еще не производит элементы тяжелее гелия). Но наша Земля и другие планеты конденсировались, видимо, из того же газопылевого облака, что и Солнце. Поэтому не исключено, что, изучая химический состав нашего древнего светила, мы изучаем также состав первичного протопланетного вещества. Поскольку температура в солнечной атмосфере меняется с высотой, на разных уровнях линии поглощения создаются атомами различных химических элементов. Это позволяет изучать различные атмосферные слои великого светила и определять их протяженность. Над фотосферой расположен более разреженный слой атмосферы Солнца, который называется хромосферой, что означает «окрашенная сфера». Ее яркость во много раз меньше яркости фотосферы, поэтому хромосфера бывает видна только в короткие минуты полных солнечных затмений, как розовое кольцо вокруг темного диска Луны. Красноватый цвет хромосфере придает излучение водорода. У этого газа наиболее интенсивная спектральная линия находится в красной области спектра, а водорода в хромосфере особенного много. По спектрам, полученным во время солнечных затмений, видно, что красная линия водорода исчезает на высоте примерно 12 тыс. км над фотосферой, а линии ионизированного кальция перестают быть видимыми на высоте 14 тыс. км. Вот эта высота и рассматривается как верхняя граница хромосферы. По мере подъема растет температура, достигая в верхних слоях 50 000 К. С возрастанием температуры усиливается ионизация водорода, а затем и гелия. Повышение температуры в хромосфере вполне объяснимо. Как известно, плотность солнечной атмосферы быстро убывает с высотой, а разреженная среда излучает энергии меньше, чем плотная. Поэтому поступающая от Солнца энергия разогревает верхнюю хромосферу и лежащую над ней корону. В настоящее время гелиофизики с помощью специальных приборов. Наблюдают хромосферу не только во время солнечных затмений, но и в любой ясный день. Во время полных солнечных затмений можно увидеть самую внешнюю оболочку солнечной атмосферы – корону – сияние, простирающееся вокруг затмившегося Солнца. Общая яркость короны составляет примерно одну миллионную долю света Солнца или половину света полной Луны. Солнечная корона представляет собой сильно разреженную плазму с температурой, близкой к 2 млн. К. Плотность коронального вещества в сотни миллиардов раз меньше плотности воздуха у поверхности Земли. В подобных условиях атомы химических элементов не могут находиться в нейтральном состоянии: их скорость настолько велика, что при взаимных столкновениях они теряют практически все свои электроны и многократно ионизируются. Вот поэтому солнечная корона состоит в основном из протонов, ядер гелия и электронов. Корона Солнца, самые внешние и самые разреженные слои атмосферы Солнца. Это очень красивый объект, наблюдать который можно во время солнечных затмений или с помощью космических обсерваторий, таких как SOHO

Исключительно высокая температура короны приводит к тому, что ее вещество становиться мощным источником ультрафиолетового и рентгеновского излучения. Для наблюдений в этих диапазонах электромагнитного спектра используются, как известно специальные ультрафиолетовые и рентгеновские телескопы, установленные на космических аппаратах и орбитальных космических станциях. С помощью радиометодов (солнечная корона интенсивно излучает дециметровые и метровые радиоволны) корональные лучи просматриваются до расстояния в 30 солнечных радиусов от края солнечного диска. С удалением от Солнца плотность короны очень медленно уменьшается, и самый верхний ее слой вытекает в космическое пространство. Так образуется солнечный ветер. Только за счет улетучивания карпускул масса Солнца ежесекундно уменьшается не менее чем на 400 тыс. т. Солнечный ветер обдувает все пространство нашей планетной системы. Его начальная скорость достигает более 1000 км/с, но потом она медленно уменьшается. У орбиты Земли средняя скорость ветра около 400 км/с. Он сметает на своем пути все газы, выделяемые планетами и кометами, мельчайшие метеоритные пылинки и даже частицы галактических космических лучей малых энергий, унося весь этот «мусор» к окраинам планетной системы. Образно говоря, мы как бы купаемся в кроне светила… (Масса Солнца составляет 2*10+27 т. За счет термоядерного синтеза и солнечного ветра в течении года она уменьшается на 150-200 триллионов т. 1% своей массы Солнце потеряет за 100 млрд. лет) И на Солнце бывают Пятна Солнце – единственная из всех звезд, которую мы видим не как сверкающую точку, а как сияющий диск. Благодаря этому астрономы имеют возможность изучать различные детали на его поверхности. Что же такое солнечное пятно? Пятна на Солнце – далеко не устойчивые образования. Они возникают, развиваются и исчезают, а взамен исчезнувших появляются новые. Изредка образуются пятна-исполины. Так, в апреле 1947 года на Солнце наблюдалось сложное пятно: его площадь превышала площадь поверхности земного шара в 350 раз! Оно было хорошо видно невооруженным глазом. Такие большие пятна на Солнце замечались еще в древности. В Никоновской летописи за 1365 год можно найти упоминание о том, как наши предки на Руси видели на Солнце сквозь дым лесных пожарищ «темные пятна, аки гвозди». Общий вид Солнца. Так выглядит наша звезда в обычный любительский телескоп через затемняющий солнечный светофильтр. На поверхности Солнца видно множество пятен, а на краю диска — светлые нити. Это факелы

Появляясь на восточном краю Солнца, перемещаясь по его диску слева направо и исчезая за западным краем дневного светила, солнечные пятна дают прекрасную возможность не только убедиться во вращении Солнца вокруг оси, но и определить период этого вращения (более точно он определяется по доплеровскому смещению спектральных линий). Измерения показали: период вращения Солнца на экваторе составляет 25,38 суток (по отношению к Земле – 27,3 суток), в средних широтах – 27 суток и у полюсов около 35 суток. Таким образом, на экваторе Солнце вращается быстрее, чем у полюсов. Зональное вращение светила указывает на его газообразное состояние. Пятна часто появляются группами. В некоторых случаях они бывают окружены общей полутенью. Пятна часто сопровождаются светлыми нитями факелов, которые на снимке видны слева. Это изображение получено любителем астрономии Дэйвом Юрасевичем летом прошлого года. Главное пятно на снимке по размерам больше Земли

Центральная часть большого пятна в телескоп выглядит совсем черной. Но пятна только кажутся темными, поскольку мы наблюдаем их на фоне яркой фотосферы. Если бы пятно можно было бы рассмотреть отдельно, то мы бы увидели, что оно светится сильнее, чем электрическая дуга, так как его температура около 4500 К, то есть на 1500 К меньше температуры фотосферы. Солнечное пятно средних размеров на фоне ночного неба казалось бы таким же ярким, как Луна в фазе ночного неба казалась бы таким же ярким, как Луна в фазе полнолуния. Обычно темное ядро большого пятна бывает окружено серой полутенью, состоящей из светлых радиальных волокон, расположенных на темном фоне. Вся эта структура хорошо видна даже в небольшой телескоп. Еще в 1774 году шотландский астроном Александр Вилсон, наблюдая пятна у края солнечного диска, сделал вывод, что большие пятна являются углублениями в фотосфере. В дальнейшем расчеты показали, что «дно» пятна лежит ниже уровня фотосферы в среднем на 700 км. Словом, пятна – гигантские воронки в фотосфере. Вокруг пятен в лучах водорода отчетливо видно вихревое строение хромосферы. Эта вихревая структура указывает на существование бурных движений газа вокруг пятна. Такой же рисунок создают железные опилки. Подобное сходство заставило американского астронома Джорджа Хейла (1868-1938) заподозрить, что солнечные пятна – огромные магниты. Хейлу было известно, что спектральные линии расщепляются, если излучающий газ находится в магнитном поле (так называемое зеемановское расщепление). И когда астроном сравнил величину расщепления, наблюдавшегося в спектре солнечных пятен, с результатами лабораторных опытов с газом в магнитном поле, то обнаружил, что магнитные поля пятен в тысячи раз превышают индукцию земного магнитного поля. Напряженность магнитного поля у поверхности Земли около 0,5 эрстеда. А в солнечных пятнах она всегда больше 1500 эрстед – иногда достигает 5000 эрстед! Солнечные пятна — очень изменчивые образования. Появившись из поры, они растут, часто разделяются на несколько отдельных пятен. Затем происходит обратный процесс. Время жизни пятен в среднем составляет несколько недель, но бывают и исключения. На этом снимке гигантское пятно пересечено двумя фотосферными мостами.

Открытие магнитной природы солнечных пятен – одно из важнейших открытий в астрофизике начала ХХ века. Впервые было установлено, что магнитными свойствами обладает не только наша Земля, но и другие небесные тела. Солнце в этом отношении вышло на первый план. Только наша планета имеет постоянное дипольное магнитное поле с двумя полюсами, а магнитное поле Солнца отличается сложной структурой, и мало того, оно «переворачивается», то есть изменяет свой знак, или полярность. И хотя солнечные пятна являются весьма сильными магнитами, общее магнитное поле Солнца редко превышает 1 эрстед, что в несколько раз больше среднего поля Земли. Сильное магнитное поле пятен как раз и есть причина их низкой температуры. Ведь поле создает изолирующий слой под пятном и благодаря этому резко замедляет процесс конвекции – уменьшает приток энергии из глубин светила. Большие пятна предпочитают появляться парами. Каждая такая пара располагается почти параллельно солнечному экватору. Ведущее, или головное, пятно движется обычно немного быстрее, чем замыкающее пятно. Поэтому в течение первых нескольких дней пятна удаляются друг от друга. Одновременно размер пятен увеличивается. Часто в промежутке между двумя основными пятнами появляется «цепочка» маленьких пятен. После того как это произойдет, хвостовое пятно может претерпеть быстрый распад и исчезнуть. Остается только ведущее пятно, которое уменьшается медленнее и живет в среднем в 4 раза дольше своего компаньона. Подобный процесс развития характерен почти для каждой большой группы солнечных пятен. Большинство пятен живет всего несколько дней (даже часов), а другие наблюдаются несколько месяцев. Пятна, поперечник которых достигает 40-50 тыс. км, можно увидеть через светофильтр (густое закопченное стекло) невооруженным глазом. Огненные фонтаны на Солнце Во время полного солнечного затмения во внутренних слоях короны можно увидеть гигантские языки пламени, как бы вырывающихся их хромосферы. Это – протуберанцы. Некоторые из них похожи на огромные дуги-арки, возвышающиеся над Солнцем, другие напоминают огненные фонтаны. И хотя они проникают далеко в корону, газ протуберанцев подобен газу хромосферы: его свет состоит главным образом из излучений водорода, а в спектре водорода особенно интенсивна красная линия. Благодаря этому протуберанцы, так же как и хромосфера, имеют характерный красный цвет. В летописи истории Древней Руси первый протуберанец отмечен 1185 годом. Он наблюдался во время полного солнечного затмения, которое произошло во время похода князя Игоря на половцев. Протуберанцы представляют собой очень большие и сложные по форме облака газа (плазмы) в короне Солнца. Средняя температура спокойных протуберанцев около 10 000 К. Такие протуберанцы конденсируются в нижних слоях солнечной короны и могут подолгу красоваться над хромосферой, медленно изменяя свой след. Оказалось, что в жизни протуберанцев, как в жизни солнечных пятен, очень важную роль играет магнитное поле. Оно удерживает вещество протуберанца в короне, определяет его форму. Спокойный протуберанец как бы висит на вершине арок магнитных силовых линий, прогнувшихся под его тяжестью. Ионизованная плазма протуберанца медленно стекает вдоль магнитных силовых линий в хромосферу, и каким-то образом протуберанец пополняется новым веществом, так как без подвода новых порций газа он не смог бы долго существовать. Кроме спокойных протуберанцев, наблюдаются еще эруптивные протуберанцы, по виду напоминающие огромные фонтаны. Движение сгустков вещества в них происходит очень быстро, и так же быстро изменяются его очертания. Время развития такого протуберанца – от нескольких минут до получаса. Протуберанцы фотографируют во время полной фазы солнечного затмения на краю Солнца, когда они четко вырисовываются на фоне темного неба. Но их можно видеть и в проекции на солнечный диск. В этом случае вещество протуберанцев поглощает идущее снизу излучение, и поэтому на спектрогелиограммах Солнца они видны как длинные темные волокна. Спокойные протуберанцы встречаются в любых местах солнечной поверхности, а эруптивные зарождаются вблизи солнечных пятен - вдоль границы раздела полярности магнитных полей. Одним из самых больших протуберанцев, когда-либо наблюдавшихся, был протуберанец 4 июня 1946 года. Поначалу он имел вид гигантской пульсирующей арки, протянувшейся на 700 тыс. км, что равно половине диаметра Солнца. Затем, прямо на глазах у изумленных астрономов, он стремительно взметнулся над хромосферой и достиг рекордной высоты – 1700000 км! Это в 4,4 раза больше расстояния от Земли до Луны! Взрывные протуберанцы извергаются с громадными скоростями, составляющими сотни километров в секунду. У одного из них она достигала, например, 720 км/с, что намного превышает значение критической скорости у солнечной поверхности (617,7 км/с). Поэтому при достижении такой большой скорости протуберанец быстро взлетает над хромосферой, а его вещество рассеивается в космическом пространстве. Но столь быстрые протуберанцы наблюдаются очень редко. Чаще всего скорость бывает недостаточной для отрыва протуберанца от Солнца, и тогда его газы оседают и стекают. Эруптивный протуберанец в ультрафиолетовых лучах. В противоположность спокойным протуберанцам, эруптивные извергаются с громадными скоростями. Они похожи на гейзеры: неожиданно и быстро взметаясь вверх, протуберанец затем слабеет и рассеивается

В настоящее время астрономы имеют возможность наблюдать протуберанцы вне солнечных затмений. Для этого служит специальный телескоп – внезатменный коронограф, изобретенный в 1931 году французским астроном Бернаром Лио (1897-1952). В этом инструменте яркое Солнце затмевается искусственной «луной» - металлическим диском, и благодаря этому бывают видны розово-красные протуберанцы. С помощью коронографа астрономы фотографируют протуберанцы в лучах яркой красной водородной линии, а также наблюдают Солнечную корону. Успех таких наблюдений во многом зависит от степени прозрачности земной атмосферы, поэтому коронографы устанавливают, как правило, в высокогорных астрономических обсерваториях. Крупнейший в мире отечественный внезатменный коронограф с объективом диаметром 53 см находится на Горной астрономической станции в 23 км от Кисловодска. Она построена в послевоенные годы как южный филиал Пулковской обсерватории специально для наблюдений Солнца. И вот уже на протяжении половины столетия на Кисловодской Горной станции каждый благоприятный день ведутся детальные исследования солнечной короны, протуберанцев и хромосферы. По материалам: galspace.spb.ru