Солнечная атмосфера

Солнечная атмосфера так же состоит из нескольких различных слоёв. Самый глубокий и тонкий из них - фотосфера, непосредственно наблюдаемая в видимом непрерывном спектре. Толщина фотосферы приблизительно около 300 км. Чем глубже слои фотосферы,тем они горячее. Во внешних более холодных слоях фотосферы на фоне непрерывного спектра образуются Фраунгоферовы линии поглощения. Во время наибольшего спокойствия земной атмосферы можно наблюдать характерную зернистую структуру фотосферы.Чередование маленьких светлых пятнышек - гранул - размером около 1000 км.,окруженных тёмными промежутками,создаёт впечатление ячеистой структуры - грануляции.

Возникновение грануляции связано с происходящей под фотосферой конвекцией. Отдельные гранулы на несколько сотен градусов горячее окружающего их газа,и в течение нескольких минут их распределение по диску Солнца меняется. Спектральные измерения свидейтельствуют о движении газа в гранулах,похожих на конвективные:в гранулах газ поднимается,а между ними - опускается.Это движение газов порождают в солнечной атмосфере акустические волны,подобные звуковым волнам в воздухе.

Распространяясь в верхние слои атмосферы,волны,возникшие в конвективной зоне и в фотосфере,передают им часть механической энергии конвективных движений и производят нагревание газов последущих слоёв атмосферы - хромосферы и короны. В результате верхние слои атмосферы с температурой около 4500? К оказываются самыми "холодными" на Солнце. Как вглубь,так и вверх от них температура газов быстро растёт. Расположенный над фотосферой слой называют хромосферой,во время полыых солнечных затмнений в те минуты,когда Луна полностью закрывает фотосферу,виден как розовое кольцо,окружающее тёмный диск. На краю хромосферы наблюдаются выступающие язычки пламени - хромосферные спикулы, представляющие собой вытянутые столбики из уплотнённого газа. Тогда же можно наблюдать и спектр хромосферы,так называемый спектр вспышки. Он состоит из ярких эмиссионых линий водорода,гелия,ионизированного кальция и других элементов,которые внезапно вспыхивают во время полной фазы затемнения. Выделяя излучение Солнца в этих линиях,можно получить его изображение.Хромосфера отличается от фотосферы значительно более неправильной неоднородной структурой. Заметно два типа неоднородностей - яркие и тёмные. По своим размерам они привышают фотосферные гранулы.

В целом распределение неоднородностей образует так называемую хромосферную сетку,особенно хорошо заметную в линии ионизированного кальция. Как и грануляция,она является следствием движения газов в подфотосферной конвективной зоне, только происходящих в более крупных масштабах. Температура в хромосфере быстро растёт, достигая в верхних её слоях десятков тысяч градусов. Самая верхняя и самая разряжённая часть солнечной атмосферы - корона, прослеживающаяся от солнечного лимба до расстояний в десятки солнечных радиусов и имеющая температуру около миллиона градусов. Корону можно видеть только во время полного солнечного затмнения либо с помощью коронографа.

Вся солнечная атмосфера постоянно колеблется. В ней распространяются как вертикальные,так и горизонтальные волны с длинами в несколько тысяч километров. Колебания носят резонансный характер и поисходят с периодом около 5 мин. В возникновении явлений происходящих на Солнце большую роль играют магнитные поля. Вещество на Солнце всюду представляет собой намагниченную плазму. Иногда в отдельных областях напряженность магнитного поля быстро и сильно возрастает.Этот процесс сопровождается возникновенем целого комплекса явлений солнечной активности в различных слоях солнечной атмосферы. К ним относятся факелы и пятна в фотосфере, флоккулы в хромосфере, протуберанцы в короне. Наиболее замечательным явлением,охватывающим все слои солнечной атмосферы и за зарождающимся в хромосфере, являются солнечные вспышки.