13
Фотосфера (по-русски — сфера света) — наиболее глубокий слой солнечной атмосферы, доступный нашим наблюдением. Навание — «сфера света» — очень хорошо иллюстрирует то значение, которое она имеет для нас, но от нее мы получаем большую часть света и теляta. Толщина фотосферы очень невелика — около 100 км, и этим обусловлены совершенное резкие очередная Солнца, пожожие на очередная твердиной поверхности. Уровень фотосферы интересен еще и тем, что именно здесь наблюдаются солнечные пятна, число и размеры которых служат наиболее яркими характеристиками солнечной активности.
Область над фотосфером характеризуется резко уменьшающей плотностью. Называется эта область хромосфей (по-русски — «окрашенной сферой»). Во время полного солнечного затмения, когда интенсивный свет фотосферы экранирует прохождение между Солнцем и Землей Луной, хромосфера видна как колючо красноватого цвета, окружающей диск Солнца. Такой цвет обусловлен тем, что хромосфера в значительной степени состоит из водорода, а у этого газа наблюдая яркая видимая спектральная линия находится в красной области спектра.
Следующая область солнечной атмосферы — корона — видна во время полного солнечного затмения как великолепный венец белого цвета, контрактирующий с красноватым светом хромосферы. Солнечная корона состоит из разреженной плазмы с температурой порядка 10⁶ К. Исследования показали, что постоянно истекший от Солнца горячий корональный газ (плазма) доходит вплоть до Земли. Но плотность его у Земли столь мала, что он не может иметь сколь-нибудь существенного значения.
Непрерывное истечение коронального газа называют солнечным ветром. Солнечный ветер состоит в основном изонов H⁺ и ⁴He⁺⁺, но были обнаружены и другие составляющие, в том числе ³He⁺⁺, ⁴He⁺, O⁺⁵, O⁺⁶, О⁺⁷ Общеприятной теории, обьясняющей физические процессы, происходит в солнечном ветре, до сих пор не создано, хотя существует несколько гипотез, дающих различные значения для плотности — от 6,75 до 13 частиц/cm³ (при 0 °C и atmospheric давления газа плотность ≈ 3·10¹⁹ частиц/cm³), темппературы — от 9·10⁴ до 2,8·10⁵ К и скорости солнечного ветра — от 165 до 350 km/c.
Солнеце вращается около своей оси в том же направлении, что и Земля, но в отличие от Земли оно вращается не как твердое тело. Полярные области Солнца вращаются медленнее, чем экваторальные, — такое свойство называют дифференциальным вращением. Частота вращения на различных шипотах Солнца приближено определяется эмпирической формулой
ω = 1/T₀ (1−1/8 sin²φ−1/6 sin⁴φ) оборота за земные сутки, где φ — гелюграфическая шипота, T₀ — продолжительность солнечных суток на экваторе; T₀=26 земных суток. Перiod вращения изменяется от 26 суток на экваторе до 37 суток на полюсах, где φ=90°=π/2.
Из спектральных наблюдающих извлечено, что вокруг Солнца существует магнитное поле. В полярных области Солнца направлено поля около 10⁻⁴ Тл, и векторы направленных направлены в противоположные стороны. Однако, в отличие от земного магнитного поля, поле Солнца не симметрично. Источник его — сложные движения плазмы, которая представляет собой вещество с большой электропроводностью.
Нибольший интерес представляют участки солнечной поверхности, в которых направлено магнитное поле достигает больших значений — 0,2—0,4 Тл. Такое сильное магнитное поле действует на движущие заряды плазмы, то есть на онны и электроны, со значительной силой и тем самым превращает их перемешивание. Ведь движущие заряды это электрический ток, на которой магнитное поле действует с силой, пропорциональной току и направлению поля. В силу этого участки с сильным магнитным полем оказываются более холодными и при наблюдающих видных темными. Называются эти темные «острова» пятнами. Площадь пятен обусловно изменяют в миллионных долях площади полусферы Солнца (мдп). Солнечные пятна иногда достигают размеров до несколько тысяч мдп, а самоое большое из зарегистрированных пятен (наблюдалось 7 апреля 1947 года) имело площадь более 6000 мдп, то есть более 15 миллиардов квадратных километров! На такой площади могли бы помещить-
14
Рис. 1.
ся почти все планеты солнечной системы.
Большие пятна можно наблюдать даже с помощью небольшего бинокля. (Только не смотите на Солнце, не зашиит предварительно глаза!) Лучше всего фокусировать изображение на белый экран, помещенный за окуляром. Если вам повезет, и вы направите прибор на Солнце во время нахождения на его наблюдаемой поверхности большой группы пятен, то вы сможете увидеть также вокруг пятен более яркие площадки — флоккуляы. Если же очень повезет, то вы сможете видеть, как вдруг около группы пятен возникает яркое свечение, захватывающее значительную площадь. Знайте, что вы увидели очень большую солнечную вспышку.
Солнечные вспышки зарождаются в нижних слоях солнечной короны, когда в сравнительно небольший области за короткое время выделяется огромная энергия — до Дж (примерно столько же, сколько при взрыве тонн стандартного взрывчатого вещества). Температура вещества в области вспышки может достигать К. Вспышка сопровождается мощным излучением. Набольшая интенсивность этого излучения приходит наRENTеновскую и ультрафилолетовую области его спектра, а также на видимую красную область спектра. И только самые мощные вспышки бывают видны в белом свете. Это очень редкое событие.
До настоящего времени еще нет удовлетворительной теории, объясняю-
шей проискождения солнечных вспышек. Но многое ученые считают наиболее вероятной причиной вспышки так называемую ангигиляцию сильного магнитного поля в солнечной короне, при которой энергия магнитного поля переходит в кинетическое энергию заряженных частиц, составляющих корональный газ.
Многолетие наблюдания показали, что картина солнечных пятен меняется со временем. Бывают дни, когда пятен нет совсем, потому они появляются, растут, количество их увеличивается, достигает максимума, а затем уменьшается до минимума. Пятноеобразование деятельности Солнца имеет периодический характер. В среднем этот период равен 11 годам, но вообщепранообразование представляет собой очень сложное явление, и в действительности продолжительность цикла колблется от 7 до 17 лет. Для характерастики активности Солнца использует как называемое число Волфа , которое определяется выражением
где — число отдельных пятен на данной момент времени, — число групп пятен, — коэффициент пропорциональности, зависимости от конкретного прибора, использованного для наблюдения. На рисунке 1 представлен график изменения числа Волфа со временем (с 1700 года наблюдания пятен ведутся регулярно).
15
Как известно, радиосвязь на Земле между пунктами, находящимся на большом расстоянии друг от друга, возможно только благодаря начино в земной атмосфере хорошо электропроводящих слоев, называемых иносферой. Слой эти расположены на высокотах от ~70 до 400 км. Их электропроводность вызвана ионами и электронами, возникающими вследствие ионизации воздуха ультрафилолетовым излучением Солнца.
Возможность дальней радиосвязи обусловливается способностью иносферы отражать радиоволны, которые могут, таким образом, уходить далеко за пределы видимого горизонтта. Радиоволны отражаются от иносферы потому, что она обладает электропроводностью. Точно так же, как металлы отражают видимый свет вследствие их большой электропроводности. В местах велика плотность электронов (около электронов/cm). Радиоволны разной частоты отражаются на различных высотах. Дело в том, что волна отражается от иносферы, если частота волны меньше некоторой критической величины. Значение же этой критической частоты зависит от плотности электронов в иносфере и определяется формулой
где — загяд и масса электрона, — электрическая постоянная, — плотность электронов. Волны с большей частотой проходят сквозь слой иносферы, не отражаются от нее. Ясно, что чем больше волны (чем меньше частота), тем при меньшей плотности заряженных части пронзойдет отражение.
Плотность электронов в атмосфере различана на разных высотах (рисунок 2). Однако и значение электронной плотности на данной высоте постоянно меньше вследствие многих принцип. Так как верхняя атмосферяющая под действием солнечного излучения, то ясно, что наиболее ионизация наступает в полдень, когда Солнце выше всего на небе. Наименьшая ионизация наблюдается почью, не задолго до рассвета. Наверное, любители крупить ручки радиоприемника давно заметили, что радиостанция, который должен услышать только на коротких волнах, почью хорошего слышна и в средневоловом диапазоне. Если вы отметили этот эфект — знайте, что вы столкнуть с одним из эфектов солнечного земной физики!
Разумеется, кроме существенных электриной плотности существуют еще и другие причины изменения плотности электронов. Попробуйте объяснить, как должны радиостанция изменять частоту радиовещания в зависимости от времени года и фазы цикла солнечной активности. Ответить на этот вопрос вам помогет рисунок 3, на котором представлено типичное распределение электронной плотности в атмосфере в моменты максимумов (правые кривы на рисунках) или минимумов (левые кривы) солнечного цикла.
Происходящие на Солнце вспышки также оказывают сильное влияние на иносферу. Значительное увеличение
17
сферу, с различными нейтральными атомами или молекулами воздуха верхних слоев атмосферы. При этих стольновениях atoms инизуются, то есть от них отрываются электроны. При обратном процессе, когда электрон снова соединяется с иномом, образуя нейтральный atom, излучается свет. Длина волны этого света зависит от сорта атомов. Так, кислород окрашивает небо в зеленьий цвет, а темно-красное свечение обязано азоту.
Довольно давно было замечено, что геомагнитные возможности и яркие полярные сияния былиют чаще и сильнее во время максимума солнечного цикла. Большинство возможности удается увеличению связать с прохождение по диску Солнца пятнами или с мощными вспышками. Но в то же время точно также же пятна проходят по диску, не вызывая геомагнитных возможности; бывают сильные вспышки, не имеющие последствий на Земле. Поэтому прихождения сделать вывод, что сами по себе солнечные пятна и вспышки неосредственно не связаны с геомагнитными возможностими. Но есть один постоянный эффект, который свидетельствует о наличии потоков заряженных частиц, движущихся от Солнца. Это — тенденция магнитных бурь повторяется с периодом около 27 дней. Число это близко к периодувращения Солнца. Отсюда следует, что солнечный «агент», их вызывающий, распространяется в виде ограниченного пути, следующего за солнечным врашением. Интересно, что 27-дневная повторяемость ярче выражена во время минимума солнечной активности, когда «запятенное» мала. Эти тиннстенные области Солнца, вызывящие геомагнитные возможности, называют М-областими, и долго времени не могли отложить их с какими-либо определенными образованиями на Солнце. Ситуация несколько проясилась в последнее время, когда были обнаружены так называемые корональные дыры. Такое название получили области солнечной короны с исключительно низкой плотностью и температурой. Эти области характеризуют низким уровнем излучения в крайнем ультрафиолетовом,RENTеновском микроволновом диапазонах.
Предполагают, что наличие сырано со структурой магнитного поля Солнца — в окрестностях дыры поле направлено так, что оно не оказывает заметного влияния на движение заряженных частиц коронального газа, и именно из этой области в космическое пространство устремляются наиболее мощные потоки заряженных частиц.
IV
Наверное, многим школьникам и студентам приходила в голову мысль: «Эх, опоздал я родиться! Все в науке уже открыто». Что же, действительное, многое уже сделано. Но наука о Солнце и его