Сторінка
2

Природа Сонця. Планети. Малі тіла Сонячної системи

Сонячну атмосфе­ру також можна умовно поділити на кілька шарів (див", мал.).

Найглибший шар атмосфери, товщиною 200 — 300 км, нази­вається фотосферою (сфера світла). З нього виходить'майже вся та енергія Сонця, яка спостерігається у видимій частині спектра.

У фотосфері, як і в глибших шарах Сонця, температура знижу­ється з віддаленням від центра, змінюючись приблизно від 8000 до 4000 К: зовнішні шари фотосфери дуже охолоджуют-ься вна­слідок випромінювання з них у міжпланетний простір.

На фотографіях фотосфери (мал. 68) добре помітна її тонка структура у вигляді яскравих «зерняток» — гра н у л розміром у середньому близько 1000 км, розділених вузькими темними проміжками. Ця структура нази­вається грануляцією. Вона є результатом руху газів, шо відбувається в розміщеній під Ьотосферою конвективній зоні Сонця.

Зниженню температури в зовнішніх шарах фотосфери в спектрі видимого випроміню­вання Сонця, яке майже цілком виникає у фотосфері, відпові­дають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оп­тика Й. Фраунгофера (1787—1826), який уперше в 1814 р. замалював кілька со­тень таких ліній. З тієї самої причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.

У найвищих шарах фотосфери температура досягає близь­ко 4000 К. При такій температурі й густині 10~3—10~4 кг/м3 водень стає практично нейтральним. Іонізовано тільки близь­ко 0,01 % атомів, які належать здебільшого металам. Однак вище в атмосфері температура, а разом з нею й іонізація знову почина­ють підвищуватися, спочатку повільно, а потім дуже швидко. Ча­стина сонячної атмосфери, в якій підвищується температура і послідовно іонізуються водень, гелій та інші елементи, нази­вається хромосферою, її температура становить десятки й сотні тисяч кельвінів. У вигляді блискучої рожевої облямівки хромосферу видно навколо темного диска Місяця в нечасті мо­менти повних сонячних затемнень. Вище від хромосфери темпе­ратура сонячних газів досягає 106 — 2-Ю6 К і далі протягом багатьох радіусів Сонця майже не змінюється. Ця розріджена й гаряча оболонка називається сонячною короною. У вигляді променистого перлового сяйва її можна спостері­гати під час повної фази затемнення Сонця, тоді вона являє собою надзвичайно гарне видовище. «Випаровуючись» у між­планетний простір, газ корони утворює потік гарячої розрідженої плазми, що постійно тече від Сонця й називається сонячним вітром.

Найкраще хромосферу й корону спостерігати із супутників та орбітальних космічних станцій в ультрафіолетових і рентгенівсь­ких променях.

Часом у деяких ділянках фотосфери темні проміжки між грану­лами збільшуються, утворюються невеликі круглі пори, деякі з них розвиваються у великі темні плями, оточені напівтінню, що складається з довгастих, радіальне витягну­тих фотосферних гранул.

Спостерігаючи сонячні пля­ми в телескоп, Галілей помітив, що вони переміщуються по ви­димому диску Сонця. На цій під­ставі він зробив висновок, що Сонце обертається навколо своєї осі. Кутова швидкість обертання світила зменшується від екватора до полюсів, точки на екваторі здійснюють повний оберт за 25 діб, а поблизу полю­сів зоряний період обертання Сонця збільшується до 30 діб. Земля рухається по своїй орбіті в тому самому напрямі, в якому обертається Сонце. Тому від­носно земного спостерігача пе­ріод його обертання більший і пляма в центрі сонячного диска знову пройде через центральний меридіан Сонця через 27 діб.

Плями — нестійкі утворен­ня. Кількість і форма їх на Сон­ці весь час змінюються. Звичайно сонячні плями з'являються групами.

Біля краю сонячного диска навколо плям видно світлі утворення, які майже непо­мітні, коли плями близькі -до центра сонячного диска. Ці утво­рення називаються факелами. Вони набагато контрастніші і їх видно по всьому диску, якщо Сонце фотографувати не в білому світлі, а в променях, що відповідають спектральним лініям водню, іонізованого кальцію та деяких інших елементів. Такі фотогра­фії називаються с п е к т р о г е л і о г р а м а м й. За ними вивчають структуру верхніх шарів сонячної атмосфери і найчастіше хромо­сфери.

Кількість активних ділянок і груп плям на Сонці періодично змінюється з часом у середньому протягом приблизно 11 років. Це явище називається циклом сонячної активності. На початку циклу плям майже немає, потім їх кількість збільшу­ється спочатку далеко від екватора, а потім дедалі ближче до нього. Через кілька років настає максимум кількості плям, або, як кажуть, максимум сонячної активності, а після нього — спад.

Головною особливістю плям, а також факелів є наявність м'агнітних полів. У плямах індукція магнітного поля велика й до­сягає інколи 0,4 — 0,5 Тл, у факелах магнітне поле слабше.

Як правило, у групі плям є дві особливо великі плями — одна на західному, друга на східному боці групи, що мають протилежну магнітну полярність подібно до двох полюсів підковоподібного магніту.

Магнітні поля відіграють дуже важливу роль у сонячній атмосфе­рі, значно впливаючи на рух плаз­ми, її густину й температуру. Зокрема, збільшення яскравості фотосфери у факелах і значне її зменшення (до 10 раз) в області плям спричиняються відповідно посиленням конвективних рухів у слабкому магнітному полі й вели­ким їх послабленням при більшій індукції магнітного поля.

Плями здаються чорними лише за контрастом з гарячішою і тому яскравішою фотосферою. Темпе­ратура плям становить близько 3700 К, тому в спектрі плями є ему-, ги поглинання найпростіших двох­атомних молекул: СО, ТіО, СН, СN та ін., які в гарячішій фотосфері розпадаються на атоми.

Хромосфера над факелами яс­кравіша завдяки більшій темпера­турі й густині. Під час значних змін, які відбуваються в групах плям, у невеликій ділянці інколи виникають хромосферні спалахи: раптово, за якихось 10—15 хв, яскравість хромосфери дуже збільшується, викидаються згуст­ки газу, прискорюються потоки гарячої плазми. Інколи деякі за­ряджені частинки прискорюються до дуже великих значень енергії. Потужність сонячного радіовипромінювання при цьому звичайно збільшується в мільйони раз (сплески радіовипромінювання). У короні спостерігаються ще грандіозніші за розмірами ак­тивні утворення — протуберанці. Це надзвичайно різноманітні за формою і характером свого руху хмари густіших газів порівняно з речовиною корони. Форма протуберанців та їхній рух пов'язані з магнітними полями, що проникають з фотосфери в корону.