Підручник з Астрономії. 11 клас. Сиротюк - Нова програма

§ 20. БУДОВА СОНЯЧНОЇ АТМОСФЕРИ

1. Фотосфера. Диск Сонця здається різко окресленим. Це тому, що практично все видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шару - фотосфери. Слабке випромінювання більш високих шарів Сонця можна спостерігати під час повного сонячного затемнення, коли диск Місяця повністю закриває фотосферу і стає видно хромосферу й корону. Фотосфера, хромосфера й корона утворюють атмосферу Сонця (мал. 4.2).

Товщина фотосфери не перевищує 300 км. Найбільш помітні об’єкти на Сонці - це темні плями, одну з яких у збільшеному вигляді показано на малюнку 4.5. Діаметри плям іноді сягають 200 тис. км. Зовсім маленькі плями називають порами. Уся фотосфера Сонця нагадує сукупність яскравих плям - гранул, розділених між собою вузькими і менш яскравими проміжками. Розмір кожної з гранул - приблизно 700 км. Малюнок, який утворюють гранули, постійно змінюється (буквально за 5-10 хв вони встигають з’явитися і зникнути). Плазма у гранулах піднімається вгору, а в міжгранульних просторах опускається вниз. Тому різниця температур гранул і темних проміжків сягає 600 К. Процес постійного виникнення і зникнення гранул у фотосфері називають грануляцією.

Картина сонячних плям повільніше, але постійно змінюється: плями з’являються, ростуть і розпадаються (мал. 4.6). Час життя груп плям становить 2-3 оберти Сонця навколо своєї осі. Плями холодніші за фотосферу на 2-2,5 тис. градусів, тому на загальному фоні сонячного диска вони темніші.

Мал. 4.5. Одна із сонячних плям і фотосферна грануляція

Мал. 4.6. Динаміка зміни розмірів і форми групи сонячних плям

Сонячні плями зазвичай з’являються групами в межах невеликої області, витягнутої паралельно екватору. За розмірами у групі виділяються дві плями: головна (західна) пляма, що йде попереду за обертанням Сонця, і хвостова. Постійні спостереження сонячних плям показують, що Сонце обертається в напрямку руху планет і площина сонячного екватора нахилена до площини екліптики під кутом 7°15'.

Також виявлено, що кутова швидкість обертання Сонця зменшується від екватора до полюсів. Період обертання Сонця змінюється від 25 діб на екваторі до 30 діб на полюсах. Багаторічні спостереження утворення плям на Сонці показали, що є циклічні коливання числа плям. Іноді їх не буває зовсім, а іноді одночасно виникають десятки великих плям. Середня тривалість такого циклу становить приблизно 11 років.

Крім плям у фотосфері спостерігаються факели - яскраві утворення, видимі в білому світлі переважно поблизу краю диска Сонця. Вони мають складну волокнисту структуру, їхня температура на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери.

Утворення плям і факелів пов’язане з магнітним полем Сонця. Як показують дослідження, індукція магнітного поля Сонця в середньому вдвічі вища, ніж на поверхні Землі, однак у місцях появи сонячних плям вона збільшується в тисячі разів, сягаючи 0,5 Тл. Це призводить до ослаблення конвекції та зменшення температури всередині сонячної плями.

2. Температура фотосфери. У неперервному спектрі Сонця максимальна енергія випромінювання припадає на довжину хвилі λmax = 470 нм. Тоді за законом зміщення Віна одержуємо температуру:

3. Зовнішні шари атмосфери: хромосфера та корона. Над фотосферою розміщена хромосфера Сонця. Загальна її довжина 10-15 тис. км. Температура у хромосфері з висотою підвищується від 4500 К до кількох десятків тисяч. Випромінювання хромосфери в сотні разів менше від фотосфери, тому для її спостереження застосовують спеціальні методи, що дають змогу виділяти слабке випромінювання. Хромосфера досить неоднорідна і має вигляд довгастих витягнутих язичків або зубчиків - спікул, що мають довжину близько 10 тис. км і вигляд палаючої трави. Спікули викидаються з нижньої хромосфери зі швидкістю до 30 км/с; час їхнього життя - кілька хвилин. Одночасно на Сонці існує до 250 тис. спікул.

На краю сонячного диска добре видно протуберанці - гігантські арки або виступи, що ніби спираються на хромосферу. Зміна й форма протуберанців (мал. 4.7) тісно пов’язані з магнітним полем Сонця. Протуберанці виділяються на фоні корони, тому що мають більш високу густину і температуру близько 104 К. Швидкість руху речовини активних протуберанців сягає 200 км/с, а висота підйому - 40 радіусів Землі.

Мал. 4.7. Зміни протуберанця, що спостерігався протягом кількох годин

У хромосфері спостерігаються потужні й швидкі процеси - спалахи (мал. 4.8). Ці яскраві утворення існують від кількох хвилин до 3 годин. Зазвичай сонячні спалахи проходять поблизу груп сонячних плям і супроводжуються викидами речовини зі швидкістю до 100 тис. км/с.

Сонячна корона — найбільш розріджена та гаряча оболонка Сонця, що поширюється від нього на кілька сонячних радіусів і має температуру плазми до 1 млн градусів (мал. 4.9).

Яскравість сонячної корони в мільйон разів менша, ніж фотосфери. Тому спостерігати сонячну корону можна під час повних сонячних затемнень або за допомогою спеціальних телескопів-коронографів. Високу температуру і розрідженість корони підтверджено спектральним аналізом, а також її радіо- і рентгенівським випромінюванням.

Мал. 4.8. Хромосферний спалах на Сонці

Мал. 4.9. Сонячна корона під час затемнення Сонця

Нагрівання корони до високих температур відбувається за рахунок передачі енергії коливальних (конвективних) рухів речовини з фотосфери. Хвилі частотою звукових коливань у короні, де густина речовини швидко зменшується, стають ударними. Вони швидко згасають, відбувається перетворення механічної енергії хвиль у тепло. Через високу температуру густина корони зменшується повільно, тому зовнішні шари атмосфери Сонця тягнуться аж до орбіти Землі.

4. Магнітні поля та активні утворення. Маса, радіус, кількість енергії, випромінюваної Сонцем, залишаються практично сталими, але на всіх рівнях сонячної атмосфери спостерігаються структурні утворення, що змінюють свої фізичні параметри в часі.

Сукупність нестаціонарних процесів, що періодично виникають у сонячній атмосфері, називають сонячною активністю.

Проявом сонячної активності є плями, факели у фотосфері, протуберанці, спалахи й викиди речовини в атмосфері й короні. Місця, де вони виникають, називають активними областями (мал. 4.10). Усі активні утворення взаємопов’язані між собою за допомогою магнітних полів і постійно змінюються в активних областях Сонця. Центри активності, зароджуючись на деякій глибині під фотосферою, простягаються у вигляді ярусів далеко в сонячну корону.

У середині XIX ст. швейцарський астроном Рудольф Вольф (18171893) запропонував характеризувати стан сонячної активності відносними числами плям (названих згодом числами Вольфа): W = 10g + f, де g - кількість груп плям; f - загальна кількість усіх плям, які є в цей момент на диску Сонця.

Мал. 4.10. Сонце в рентгенівських променях. Найяскравіші місця - області прояву сонячної активності

Сонячну активність характеризують також сумарною площею плям, потоком радіовипромінювання в сантиметровому діапазоні хвиль тощо.

На початку 11-річного циклу, після мінімуму W, плями з’являються досить далеко від сонячного екватора, на широтах близько 30°. Протягом циклу зона плям спускається до екватора до 15° у максимумі W і до 8° у наступному мінімумі. Далі на високих широтах 30° утворюються плями нового циклу. Ці закономірності стосуються й активних областей у цілому.

Не тільки поява плям, але й сонячна активність у цілому мають 11-річну циклічність (коливання циклів фактично проходить у межах від 7,5 до 16 років).

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

  • 1. З яких оболонок складається атмосфера Сонця?
  • 2. Що таке фотосфера Сонця?
  • 3. Які об’єкти характерні для фотосфери Сонця?
  • 4. Чому сонячні плями темніші, ніж фотосфера?
  • 5. Що розуміють під грануляцією?
  • 6. Що розуміють під хромосферою та короною Сонця?
  • 7. Які явища спостерігають у хромосфері й короні Сонця?