Сторінка
2

Фізика сонця. Сонячна активність

У результаті взаємодії диференціального обертання Сонця з рухами газу, що проводить електрику, генерується магнітне поле Сонця. Магнітне поле ви-являється на поверхні Сонця у вигляді сонячних плям, які сягають у діаметрі до 90 тис. км, і оточуючих їх активних областей. Розрізняють кілька типів магнітних полів на Сонці. Загальне магнітне поле Сонця невелике і тісно пов'язане з міжпланетним магнітним полем і його секторною структурою. Магнітні поля, пов'язані із сонячною активністю, можуть сягати в сонячних плямах напруженості в кілька тисяч ерстед. В активних областях магнітних полів магнітні полюси різної полярності чергуються. Зустрічаються і локальні магнітні області. Магнітні поля проникають і в хромосферу, і в сонячну корону.

Атмосферу Сонця утворюють зовнішні шари, що доступні спостереженню. Майже усе випромінювання Сонця надходить із фотосфери. Товщина фотосфери близько 300 км, її середня густина — 3 • 104 кг/м]. Середня температура у фотосфері близько 6000 К, на межі фотосфери — 4200 К. Тиск змінюється від 2 104 до 102 н/мг. Конвекція в підфотосферній зоні Сонця виявляється в нерівномірній яскравості фотосфери, її зернистій структурі — так званій грануляційній структурі. Гранули мають вигляд яскравих плям округлої форми, завбільшки 150—1000 км і тривалістю життя 5—10 хвилин, рідше — 20 хвилин. Іноді можна спостерігати масове скупчення гранул завдовжки до 30 тис. км. На поверхні Сонця грануляція однакова на всіх геліографічних широтах і не залежить від сонячної активності. Швидкості хаотичних рухів (турбулентні швидкості) у фотосфері складають за різними визначеннями 1—3 км/с. У фотосфері виявлені квазіперіодичні коливальні рухи в радіальному напрямку. Вони відбуваються на майданчиках завбільшки 2—3 тис. км із періодичністю близько 5 хв і амплітудою швидкості приблизно 500 м/с. Після декількох періодів коливання вони загасають і можуть знову виникнути в цьому ж місці. Нижче розташовані дуже великі конвективні утворення — «гігантські комірки», супергранули, у яких рух відбувається (близько 500 м/с) у горизонтальному напрямку від центру комірки до її меж. Розміри комірок сягають 30—40 тис. км. За положенням супергранули збігаються з комірками хромосферної сітки. На межах цих комірок магнітне поле посилене. Відомо, що у фотосфері утворюються спектральні лінії і безперервний спектр.

У фотосфері досить часто можна спостерігати темні утворення, що називаються сонячними плямами. З активністю появи плям на середніх і низьких . широтах частіше пов'язують активність Сонця. Усі сонячні плями мають сильне магнітне поле. Невеликі плями називають порами, а діаметр великої плями може сягати 200 тис. км. Складаються вони з темного ядра (тіні) і навколишньої півтіні, іноді можуть бути оточені світлою облямівкою. Одні плями на поверхні Сонця можуть «проіснувати» кілька годин, а інші — місяць.

Поява плям підпорядковується таким закономірностям;

— 11-річний цикл появи плям на широтах ± 40°;

— 22-річний магнітний цикл плям;

— екваторіальний дрейф зони появи плям;

— зміна знака полярного магнітного поля в максимумі плямоутворення.

У спектрі плям ліній і смуг поглинання ще більше, ніж у спектрі фотосфери, крім того, вони зміщаються, що вказує на рух речовини в плямах: відбувається витікання на низьких рівнях і втікання на вищих, зі швидкістю руху до 3 тис. м/с. З порівнянь інтенсивності ліній і безперервного спектра плям і фотосфери випливає, що плями холодніші за фотосферу на 1—2 тис. градусів (4500 К і нижче). Через це на фоні фотосфери плями здаються темними, яскравість ядра складає 0,2—0,5 яскравості фотосфери, яскравість півтіні — близько 80% фотосферної.

Зазвичай плями утворюють три групи, які за своїм магнітним полем можуть бути уніполярними, біполярними і мультиполярними, тобто містити багато плям різної полярності, часто об'єднаних загальною півтінню. Із закінченням переполюсування магнітного поля з'являються і численні дрібномасштабні магнітні структури — полярні смолоскипи, яскраві рентгенівські точки в короні, протуберанці, у сонячній короні над ними спостерігаються утворення у вигляді променів, шоломів, віял — усе це утворює активну область на Сонці.

Полярні смолоскипи — яскраві фотосферні утворення, видимі в білому світлі недалеко від краю диска Сонця. У надрах Сонця смолоскипи практично не помітні, тому що їх контраст невеликий. Зазвичай смолоскипи з'являються раніше плям і зберігаються ще якийсь час після їх зникнення, їхня середня тривалість існування складає 15 діб, але може тривати і близько 3 місяців. Кількість смолоскипів на диску Сонця залежить від фази циклу сонячної активності. Смолоскипи мають складну волокнисту структуру, їхній контраст залежить від довжини хвилі, на якій проводяться спостереження. Температура смолоскипів на кілька сотень градусів перевищує температуру фотосфери, загальне випромінювання з одного квадратного сантиметра перевищує фотосферне на 3—5%.

Вище фотосфери розташований шар атмосфери, що називається хромосферою. Хромосферу можна побачити під час повного сонячного затемнення, коли Місяць повністю закриє фотосферу. У цей момент вона являє собою рожеве кільце з виступаючими зубчиками — хромосферними спікулами. Одночасно на Сонці може бути до 250 тис. спікул діаметром від 200 до 2000 км. Швидкість піднімання плазми в спікулах досягає 30 км/с. При спостереженні в монохроматичному світлі на диску Сонця видно яскраву хромосферну сітку, що складається з окремих вузликів (від 1000 до 8000 км). Розміри коміроксітки — 30—40 тис. км. Є припущення, що спікули утворюються на межі комірок хромосферної сітки.