Кременецькі гори

2.3 Конвективна зона

Конвективна область – розташовується над попередньою. Вона утворена також невидимим розпеченим газом, що знаходиться в стані конвективного перемішування. Перемішування зумовлено положенням області між двома середовищами, різко відрізняються за пануючим у них тиску і температурі. Перенесення тепла з сонячних надр до поверхні відбувається в результаті локальних піднімань сильно нагрітих мас повітря, що знаходяться під високим тиском, до периферії світила, де температура газу менше і де починається світловий діапазон випромінювання Сонця. Товщина конвективної області оцінюється приблизно в 1/10 частину сонячного радіуса.

2.4.Фотосфера

Видима сонячна поверхня – фотосфера – посилає в простір всі промені безперервного спектру. Над фотосферою розташований більш розріджений шар, в якому виникають спектральні лінії поглинання.

Товщина фотосфери  невелика, всього 100-200 км. Над нею розташований шар хромосфери, що має в середньому товщину близько 20 000 км.

Фотосфера – це нижній з трьох шарів атмосфери Сонця, розташований безпосередньо на щільній масі невидимого газу конвективної області. Сонячний спектр містить понад 30 000 ліній поглинань, за допомогою його встановлюється хімічний склад не фотосфери, а розташованих над нею шарів. У спектрі Сонця знайдена присутність спектральних ліній більше 60 хімічних елементів. Основними ж з них є лише вісім, а відсоток інших 52 елементів є дуже малим.

                                        Склад фотосфери                (Таблиця 2)

                                                                                 (продовження)

Фотосфера утворена розпеченим іонізованим газом, температура  якого в основі близька до 10000°К (тобто абсолютна температура), а біля верхньої межі, розташованої приблизно в 300 км вище, близько 5000°К. Середня температура фотосфери – 5700°К. При такій температурі розпечений газ випромінює електромагнітну енергію переважно в оптичному діапазоні хвиль. Саме цей нижній шар атмосфери, видимий як жовтувато-яскравий диск, візуально сприймається нами як Сонце.

У спектрі видимого випромінювання Сонця, що майже цілком утворюється у фотосфері, зниженню температури у зовнішніх шарах  відповідають темні лінії поглинання. Вони називаються фраунгоферовими на честь німецького оптика Й. Фраунгофера (1787-1826), який уперше 1814 року замалював кілька сотень таких ліній. З тієї ж причини (зниження температури від центра Сонця) сонячний диск ближче до краю здається темнішим.

Через прозоре  повітря фотосфери в телескоп чітко проглядається її підстава – контакт з масою непрозорого повітря конвективної області. Поверхня розділу має зернисту структуру, яка називається грануляцією. Зерна, або гранули, мають поперечники від 700 до 2000 км. Положення, конфігурація і розміри гранул змінюються. Спостереження показали, що кожна гранула окремо виражена лише якийсь короткий час (близько 5-10 хв.), А потім зникає, замінюючись на нову гранулу. На поверхні Сонця гранули не залишаються нерухомими, а здійснюють нерегулярні рухи зі швидкістю приблизно 2 км/сек. У сукупності світлі зерна (гранули) займають до 40% поверхні сонячнця.

Процес грануляції представляється як наявність у  самому нижньому шарі фотосфери непрозорого  газу конвективної області – складної системи вертикальних кругообігів. Яскравість гранул на 10-20% більше навколишнього фону вказує на відмінність їх температур в 200-300°С.

Образно грануляцію на поверхні Сонця можна порівняти  з кипінням густої рідини типу розплавленого  гудрону, коли зі світлими висхідними струменями з’являються бульбашки повітря, а темніші і плоскі ділянки характеризують занурювання порції рідини.

Дослідження механізму  передачі енергії в газовій кулі Сонця від центральної області  до поверхні і її випромінювання в  космічний простір показали, що вона переноситься променями. Навіть у конвективній зоні, де передача енергії здійснюється рухом газів, більша частина енергії переноситься випромінюванням.

Таким чином, поверхня Сонця, що випромінює енергію в космічний  простір у світловому діапазоні  спектра електромагнітних хвиль, – це розріджений шар газів фотосфери і що проглядає крізь неї гранульована верхня поверхня шару непрозорого газу конвективної області. У цілому зерниста структура, або грануляція, визнається властивою фотосфері – нижнього шару сонячної атмосфери.

2.5 Хромосфера.

При повному  сонячному затемненні біля самого краю затемненого диска Сонця видно  рожеве сяйво – це хромосфера. Вона не має різких меж, а являє собою поєднання безлічі яскравих виступів або язиків полум’я, що знаходяться в безперервному русі. Хромосферу порівнюють іноді з палаючим степом. Язики полум’я хромосфери називають спікули. Вони мають у поперечнику від 200 до 2000 км (іноді до 10000) і досягають у висоту декількох тисяч кілометрів. Їх треба уявляти собі як потоки плазми (іонізованого розжареного газу) які вириваються із Сонця. Хромосферу ми бачимо під час повних сонячних затемнень. Хромосфера – шар, в якому відбуваються швидкі конвективні рухи газів, що піднімаються вгору і що опускаються вниз. Цим і викликана її струминна будова. Були також виявлені порівняно невеликі, швидко рухомі короткочасні виступи з хромосфери – спікули (колоски), існуючі всього декілька хвилин.

У хромосфері беруть початок і потужніші викиди газів, що підносяться інколи до 250 000 км (і  більше), – протуберанці. Серед них виділяються два основні типи: стаціонарні, такі, що повільно змінюються устойчиввые хмари газів, що знаходяться в зваженому достатку над хромосферою, і що швидко змінюються – еруптивні (вивержені), які з великими швидкостями, що часом перевищують 500 км/с, відриваються від хромосфери, здіймаючись на великі висоти.

Встановлено, що перехід від фотосфери до хромосфери супроводжується стрибкоподібним  підвищенням температури від 5700 К до 8000-10000 К. До верхнього ж кордону хромосфери, що знаходиться приблизно на висоті 14000 км від поверхні сонця, температура підвищується до 15000-20000 К. Щільність речовини на таких висотах складає лише 10-12 г/см³, тобто в сотні і навіть тисячі разів менше, ніж щільність нижніх шарів хромосфери.

2.6 Сонячна корона

 Сонячна корона – зовнішня атмосфера Сонця. Деякі астрономи називають її атмосферою Сонця. Вона утворена найбільш іонізованим зрідженим газом. Простягається приблизно на відстань 5-ти діаметрів Сонця, має променисту будова, слабо світиться. Її можна спостерігати тільки під час повного сонячного затемнення. Яскравість корони приблизно така ж, як у Місяця в повний місяць, що становить лише близько 5/1000000 частки яскравості Сонця. Корональні гази у високому ступені іонізовані, що визначає їх температуру приблизно в 1 млн. градусів. Зовнішні шари корони випромінюють в космічний простір корональний газ – сонячний вітер. Це другий енергетичний (після променевого електромагнітного) потік Сонця, що отримується планетами. Швидкість видалення корональної газу від Сонця зростає від декількох кілометрів за секунду у корони до 450 км/сек на рівні орбіти Землі, що пов’язано з зменшенням сили тяжіння Сонця при збільшенні відстані. Поступово розрыджуючись в міру віддалення від Сонця, корональний газ заповнює весь міжпланетний простір. Він впливає на тіла Сонячної системи як безпосередньо, так і через магнітне поле, яке несе з собою. Воно взаємодіє з магнітними полями планет. Саме корональної газ (сонячний вітер) є основною причиною полярних сяйв на Землі і активності інших процесів магнітосфери.

Внутрішні області  корони, віддалені від фотосфери  на відстань до одного радіусу Сонця, можна спостерігати не лише під час  сонячних затемнень, але і поза затьмаренням за допомогою коронографа – спеціального телескопа, у фокусі об’єктиву якого ставитися закреслений диск («штучна Луна»). Коронографи встановлюють в горах на висоті не нижче 2000 м над рівнем моря, де сонячне випромінювання значно менше розсівається земною атмосферою.

Форма корони не залишається постійною. У роки, коли на поверхні Сонця багато плям, корона майже кругла. Коли ж плям мало, корона сильно витягнута в плоскості екватора Сонця. Корона неоднорідна: у ній спостерігаються промені, дуги, окремі згущування речовини, полярні «щіточки» (короткі прямі промені, спостережувані в полюсів) і так далі Деталі корони нерозривно пов’язані з плямами і факелами, а також з явищами, що відбуваються в хромосфері. Всі деталі корони обертаються з тією ж кутовою швидкістю, що і розташовані під ними ділянки фотосфери.

Як далеко тягнеться  корона? За фотографіями, отриманими під час затьмарень, корону удається прослідити на відстані до декількох сонячних радіусів від краю Сонця. Окремі викиди сонячної плазми, які як би входять до складу надкорони Сонця, досягають земної орбіти. Надкорона була відкрита радіоастрономічними методами. Величезна протяжність корони пояснюється великими швидкостями вхідних в неї часток, а значить, і високою температурою корони. Цей вивід підтверджує дослідження спектру корони. Ряд ліній в спектрі корони залишався загадковим аж до 40-х рр. Виявилось, що ці лінії належать багато разів іонізованим атомам добре відомих на Землі елементів, наприклад атомам заліза, позбавленим 13 електронів. Така висока іонізація в дуже розрідженій речовині корони можлива при температурі не менше 106^о. Отже, спостерігаючи корону, можна вивчити в космічній лабораторії високотемпературну розріджену плазму в природних умовах.

Сонячна корона більш ніж в 200 разів гарячіше за сонячну поверхню. Роль провідника тепла бере на себе магнітне поле Сонця. Як було встановлений, вся поверхня нашої зірки покрита мережею рухомих магнітних полів, силові лінії яких підносяться над фотосферою у вигляді петель, подібних до гігантських арок, що переплітається. В підстав «арок» розташовуються намагнічені області різної полярності, що покривають поверхню Сонця безперервно змінним узором. Незабаром після своєї освіти петля магнітних силових ліній розділяється на менші петлі, деякий час переміщається по поверхні, а потім зникає. Весь цей цикл займає порядку 40 годин. Час від часу в магнітних петлях відбуваються «короткі замикання», в плазмі починає текти сильний струм, який і нагріває речовину корони до таких високих температур. Виділення тепла при цьому відбувається практично безперервно.

Хромосферу  та корону найкраще спостерігати з 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, радіально витягнутих фотосферних гранул.[1,4,5,8,16,18]

Вигляд  поверхні Сонця

Сонячний диск не можна спостерігати без великих  обережностей. Дивитися на нього навіть через темне скло украй небезпечно: скло може лопнути і спостерігач осліпне. Із цього приводу у астрономів є жарт: на Сонці в телескоп без світлофільтру можна поглянути всього двічі – один раз лівим, а другий правим оком . Тому краще всього замінити прямі спостереження Сонця спостереженнями його на екрані. Всуваючи або висуваючи окуляр, можна відкинути збільшене зображення сонячного диска на білий екран, поставлений перпендикулярно до головної оптичної осі телескопа. Змінюючи відстань екрану від окуляра, можна змінювати збільшення, але цьому зазвичай заважає розсіяне сонячне світло. У затемненій кімнаті можна отримати дуже велике збільшення і довести зображення сонячного диска до метра в діаметрі. Ми побачимо на екрані різко обкреслений диск Сонця, покритий «брижами». Створюється враження білосніжної скатерті, на якій густим шаром розсипані рисові зерна. Це явище називається грануляцією сонячної фотосфери. Яскраві «зерна», що мають поперечники, що досягають декількох сотень кілометрів, швидко протягом декількох хвилин що виникають і зникаючі, називаються гранулами. Це піднімаються і опускаються в сонячній атмосфері потоки гарячих і охолоджених газів. Подекуди між гранулами видно темні плямочки – пори, які також мінливі. З часом пора може або зникнути, або розвинутися в сонячну пляму.

Виявилось, що під видимою поверхнею Сонця течуть справжні річки гарячої плазми. Ці струминні течії невеликі з точки зору сонячних масштабів, але величезні в порівнянні з аналогічними течіями в атмосфері Землі. Опоясуючи Сонце приблизно на 75-ій широті, вони складаються з овальних областей сплощень, в яких газ рухається на 10% швидше, ніж в навколишньому просторі. Дослідники також підтвердили існування на Сонці «зональних» поясів, схожих на пояси Юпітера. Нинішні результати показали, що пояси – не просто поверхневі рухи, але потужні структури, що вирушають в глибину, щонайменше, на 20 тис. км. Виникають вони в середніх широтах, а потім в ході 11-річного циклу поступово опускаються до екватора. Ще один вигляд течій – грандіозні глибинні потоки, повільно, але що неухильно переносять речовину від екватора до полюсів. Цікаво, що самі течії переміщаються в напрямі, протилежному зсуву сонячних плям і зональних поясів.