Факелы

В активных областях Солнца наблюдаются факелы - яркие фотосферные образования, видимые в белом свете преимущественно вблизи края диска Солнца. Обычно факелы появляются раньше пятен и существуют некоторое время после их исчезновения. Площадь факельных площадок в несколько раз превышает площадь соответствующей группы пятен. Количество факелов на диске Солнца зависит от фазы цикла солнечной активности. Максимальный контраст (18%) факелы имеют вблизи края диска Солнца, но не на самом краю. В центре диска Солнца факелы практически не видны, контраст их очень мал. Факелы имеют сложную волокнистую структуру, контраст их зависит от длины волны, на которой проводятся наблюдения. Температура факелов на несколько сот градусов превышает температуру фотосферы, общее излучение с одного квадратного сантиметра превышает фотосферное на 3 - 5%. По-видимому, факелы несколько возвышаются над фотосферой. Средняя продолжительность их существования - 15 суток, но может достигать почти трёх месяцев.

ХРОМОСФЕРА

Выше фотосферы расположен слой атмосферы Солнца, называемый хромосферой. Без специальных телескопов хромосфера видна только во время полных солнечных затмений как розовое кольцо, окружающее тёмный диск в те минуты, когда Луна полностью закрывает фотосферу. Тогда можно наблюдать и спектр хромосферы. На краю диска Солнца хромосфера представляется наблюдателю как неровная полоска, из которой выступают отдельные зубчики - хромосферные спикулы. Диаметр спикул 200-2000 километров, высота порядка 10000 километров, скорость подъёма плазмы в спикулах до 30 км/сек. Одновременно на Солнце существует до 250 тысяч спикул. При наблюдении в монохроматическом свете на диске Солнца видна яркая хромосферная сетка, состоящая из отдельных узелков - мелких диаметром до 1000 км и крупных диаметром от 2000 до 8000 км. Крупные узелки представляют собой скопления мелких. Размеры ячеек сетки 30 - 40 тысяч километров. Полагают, что спикулы образуются на границах ячеек хромосферной сетки. Плотность в хромосфере падает с увеличением расстояния от центра Солнца. Число атомов в одном куб. сантиметре изменяется от 10515 0вблизи фотосферы до 1059 в верхней части хромосферы. Исследование спектров хромосферы привело к выводу, что в слое, где происходит переход от фотосферы к хромосфере, температура переходит через минимум и по мере увеличения высоты над основанием хромосферы становится равной 8 -10 тысяч Кельвинов, а на высоте в несколько тысяч километров достигает 15 - 20 тысяч Кельвинов.

Установлено, что в хромосфере имеет место хаотическое движение газовых масс со скоростями до 15•1053 м/сек. В хромосфере факелы в активных областях видны как светлые образования, называемые обычно флоккулами. В красной линии спектра водорода хорошо видны тёмные образования, называемые волокнами. На краю диска Солнца волокна выступают за диск и наблюдаются на фоне неба как яркие протуберанцы. Наиболее часто волокна и протуберанцы встречаются в четырёх расположенных симметрично относительно солнечного экватора зонах: полярных зонах севернее +40° и южнее -40° гелиографической широты и низкоширотных зонах около √(30°) в начале цикла солнечной активности и √(17°) в конце цикла. Волокна и протуберанцы низкоширотных зон показывают хорошо выраженный 11-летний цикл, их максимум совпадает с максимумом пятен. У высокоширотных протуберанцев зависимость от фаз цикла солнечной активности выражена меньше, максимум наступает через два года после максимума пятен. Волокна, являющиеся спокойными протуберанцами, могут достигать длины солнечного радиуса и существовать в течении нескольких оборотов Солнца. Средняя высота протуберанцев над поверхностью Солнца составляет 30 - 50 тысяч километров, средняя длина - 200 тысяч километров, ширина – 5 тысяч километров. Согласно исследованиям А. Б. Северного, все протуберанцы по характеру движения можно разбить на 3 группы: электромагнитные, в которых движения происходят по упорядоченным искривлённым траекториям - силовым линиям магнитного поля; хаотические, в которых преобладают неупорядоченные турбулентные движения (скорости порядка 10 км/сек); эруптивные, в которых вещество первоначального спокойного протуберанца с хаотическими движениями внезапно выбрасывается с возрастающей скоростью (достигающей 700 км/сек) прочь от Солнца. Температура в протуберанцах (волокнах) 5 - 10 тысяч Кельвинов, плотность близка к средней плотности хромосферы. Волокна, представляющие собой активные, быстро меняющиеся протуберанцы, обычно сильно изменяются за несколько часов или даже минут. Форма и характер движений в протуберанцах тесно связаны с магнитным полем в хромосфере и солнечной короне.

Солнечная корона – самая внешняя и наиболее разрежённая часть солнечной атмосферы, простирающаяся на несколько (более 10) солнечных радиусов. До 1931 года корону можно было наблюдать только во время полных солнечных затмений в виде серебристо-жемчужного сияния вокруг закрытого Луной диска Солнца. В короне хорошо выделяются детали её структуры: шлемы, опахала, корональные лучи и полярные щёточки. После изобретения коронографа солнечную корону стали наблюдать и вне затмений. Общая форма короны меняется с фазой цикла солнечной активности: в годы минимума корона сильно вытянута вдоль экватора, в годы максимума она почти сферична. В белом свете поверхностная яркость солнечной короны в миллион раз меньше яркости центра диска Солнца. Ее свечение образуется в основном в результате рассеяния фотосферного излучения свободными электронами. Практически все атомы в короне ионизированы. Концентрация ионов и свободных электронов у основания короны составляет 1059 частиц в 1 см. Нагрев короны осуществляется аналогично нагреву хромосферы. Наибольшее выделение энергии происходит в нижней части короны, но благодаря высокой теплопроводности корона почти изотермична - температура понижается наружу очень медленно. Отток энергии в короне происходит несколькими путями.

В нижней части короны основную роль играет перенос энергии вниз благодаря теплопроводности. К потере энергии приводит уход из короны наиболее быстрых частиц. Во внешних частях короны большую часть энергии уносит солнечный ветер – поток коронального газа, скорость которого растёт с удалением от Солнца от нескольких км/сек у его поверхности до 450 км/сек на расстоянии Земли. Температура в короне превышает 1056 К. В активных слоях короны температура выше - до 1057 К. Над активными областями могут образовываться так называемые корональные конденсации, в которых концентрация частиц возрастает в десятки раз. Часть излучения внутри короны - это линии излучения многократно ионизированных атомов железа, кальция, магния, углерода, кислорода, серы и других химических элементов. Они наблюдаются и в видимой части спектра и в ультрафиолетовой области. В солнечной короне генерируется радиоизлучение Солнца в метровом диапазоне и рентгеновское излучение, усиливающееся во много раз в активных областях. Как показали рассчёты, солнечная корона не находится в равновесии с межпланетной средой. Из короны в межпланетное пространство распространяются потоки частиц, образующие солнечный ветер. Между хромосферой и короной имеется сравнительно тонкий переходной слой, в котором происходит резкий рост температуры до значений, характерных для короны. Условия в нём определяются потоком энергии из короны в результате теплопроводности. Переходный слой является источником большей части ультрафиалетового излучения Солнца. Хромосфера, переходной слой и корона дают всё наблюдаемое радиоизлучение Солнца. В активных областях структура хромосферы, короны и переходного слоя меняется. Это изменение, однако, ещё недостаточно изучено.

В активных областях хромосферы наблюдаются внезапные и сравнительно кратковременные увеличения яркости, видимые сразу во многих спектральных линиях. Эти яркие образования существуют от нескольких минут до нескольких часов. Они называются солнечными вспышками (прежнее название - хромосферные вспышки). Вспышки лучше всего видны в свете водородной линии, но наиболее яркие видны иногда и в белом свете. В спектре солнечной вспышки насчитывается несколько сотен эмиссионных линий различных элементов, нейтральных и ионизированных. Температура тех слоёв солнечной атмосферы, которые дают свечение в хромосферных линиях (1-2)х1054 К, в более высоких слоях - до 1057 К. Плотность частиц во вспышке достигает 10513 -10514 в одном кубическом сантиметре. Площадь солнечных вспышек может достигать 10515 м. Обычно солнечные вспышки происходят вблизи быстро развивающихся групп солнечных пятен с магнитным полем сложной конфигурации. Они сопровождаются активизацией волокон и флоккулов, а также выбросами вещества. При вспышке выделяется большое количество энергии (до 10521 - 10525 джоулей). Предполагается, что энергия солнечной вспышки первоначально запасается в магнитном поле, а затем быстро высвобождается, что приводит к локальному нагреву и ускорению протонов и электронов, вызывающих дальнейший разогрев газа, его свечение в различных участках спектра электромагнитного излучения, образование ударной волны. Солнечные вспышки дают значительное увеличение ультрафиалетового излучения Солнца, сопровождаются всплесками рентгеновского излучения (иногда весьма мощными), всплесками радиоизлучения, выбросом карпускул высоких энергий вплоть до 10510 эв. Иногда наблюдаются всплески рентгеновского излучения и без усиления свечения в хромосфере. Некоторые вспышки (они называются протонными) сопровождаются особенно сильными потоками энергичных частиц - космическими лучами солнечного происхождения. Протонные вспышки создают опасность для находящихся в полёте космонавтов, так как энергичные частицы, сталкиваясь с атомами оболочки корабля порождают рентгеновское и гамма-излучение, причём иногда в опасных дозах. )