Будова та основні спостережувані елементи фотосфери Сонця

Внутрішня будова Сонця

Сонячне ядро ​​

Центральна частина Сонця радіусом приблизно 150—175 тис. км (тобто 20-25% від радіуса Сонця), в якій відбуваються термоядерні реакції, називається сонячним ядром.Густина речовини в ядрі становить приблизно 150 000 кг/м³ (що в 150 разів більше густини води і в ~6,6 разів перевищує густину найщільнішого металу на Землі — осмію), а температура в центрі ядра — більше 14 млн К. В ядрі відбуваються термоядерні реакції, в результаті яких із чотирьох протонів утворюється ядро гелію-4. Внаслідок цього щосекунди на випромінювання перетворюється 4,26 млн тонн речовини, однак ця величина нікчемна в порівнянні з масою Сонця — 2×10²⁷ тонн. Потужність, що виділяється у різних зонах ядра, залежить від їх відстані до центру Сонця. У самому центрі відповідно до теоретичних оцінок вона досягає 276,5 Вт/м³, що на порядок менше питомого тепловиділення сплячої людини^[2]. Питоме ж тепловиділення Сонця у цілому ще на два порядки менше. Завдяки настільки невеликому питомому енерговиділенню, запасів «палива» (водню) для підтримки термоядерної реакції вистачає на кілька мільярдів років.

Ядро — єдине місце на Сонці, в якому виділяється енергія, інша частина зірки нагріта цією енергією. Вся енергія ядра послідовно проходить крізь шари, аж до фотосфери, з якої випромінюється у вигляді сонячного світла.

Аналіз даних, здійснений місією SOHO, довів, що в ядрі швидкість обертання Сонця навколо своєї осі значно вища, ніж на поверхні.

Зона променистого переносу

Детальніше: Зона променистого переносу

Над ядром, на відстані приблизно від 0,2-0,25 до 0,7 радіуса Сонця, розташована зона променистого переносу. У цій зоні перенесення енергії відбувається здебільшого за допомогою випромінювання і поглинання фотонів. Напрямок кожного конкретного фотона, випроміненого шаром плазми, ніяк не залежить від того, які фотони плазмою поглиналися, тому він може як потрапити до вищого шару в променистій зоні, так і повернутися назад, до центру. Через це проміжок часу, за який багаторазово перевипромінений фотон (спочатку утворений в ядрі) досягає конвективної зони, може вимірюватися мільйонами років. В середньому цей термін становить 170 тис. років.

Зміна температури у цій зоні становить від 2 млн К на поверхні до 7 млн ​​К у глибині^[3]. Густина речовини змінюється від 0,2 г/см³ (на поверхні) до 20 г/см³ (у глибині). У цій зоні відсутні макроскопічні конвекційні рухи, що свідчить про те, що адіабатичний градієнт температури в ній більший, ніж градієнт променевої рівноваги^{[ Джерело? ]}. Для порівняння, у червоних карликів зона конвекції охоплює майже всю зорю.

Конвективна зона Сонця

Детальніше: Конвективна зона

Ближче до поверхні Сонця температура та густина речовини недостатні для повного перенесення енергії шляхом ревипромінювання. Виникає вихрове перемішування плазми, і перенесення енергії до поверхні (фотосфери) здійснюється переважно рухом власне речовини. Охолоджуючись на поверхні, речовина фотосфери занурюється вглиб конвективної зони, а в нижній частині речовина нагрівається від зони променистого переносу і піднімається вгору, обидва процеси йдуть зі значною швидкістю. Такий спосіб передачі енергії називається конвекцією, а підповерхневий шар Сонця завтовшки приблизно 200 000 км, де вона відбувається — конвективною зоною. Із наближенням до поверхні температура спадає в середньому до 5800 К, а густина газу стає у 1000 разів меншою густини приземного повітря^[4].

За сучасними даними, роль конвективної зони у фізиці сонячних процесів надзвичайно велика, оскільки саме в ній відбувається різноманітний рух сонячної речовини. Терміки в конвекційній зоні викликають на поверхні гранули (які по суті є вершинами терміків) і супергрануляцію. Швидкість потоків становить в середньому 1-2 км/с, а максимальні її значення досягають 6 км/с. Час життя гранули складає 10-15 хвилин, що можна порівняти із періодом, за який газ може обійти навколо гранули. Отже терміки в конвекційній зоні перебувають в умовах, різко відмінних від умов, що сприяють виникненню комірок Бенара. Рухи в цій зоні викликають ефект магнітного динамо, і відповідно породжують магнітне поле, що має складну структуру^[4].

] Атмосфера Сонця

Детальніше: Зоряна атмосфера

Зображення поверхні і корони Сонця, отримане Сонячним оптичним телескопом (SOT) на борту супутника Hinode. Отримано 12 січня 2007 року.

Фотосфера

Детальніше: Фотосфера

Фотосфера (шар, що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця. Її товщина відповідає оптичній товщині приблизно в 2/3. В абсолютних величинах, за різними оцінками фотосфера має товщину від 100 до 400 км. З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця, випромінювання ж із глибших шарів до нас вже не доходить. Температура із наближенням до зовнішнього краю фотосфери зменшується з 6600 К до 4400 К.

Ефективна температура фотосфери в цілому становить 5778 К. Вона може бути розрахована за законом Стефана — Больцмана, за яким потужність випромінювання абсолютно чорного тіла прямо пропорційна четвертому ступеню температури тіла. Водень за таких умов майже повністю перебуває в нейтральному стані. Фотосфера утворює видиму поверхню Сонця, від якої визначаються розміри Сонця, відстань від поверхні Сонця і т. д. Оскільки газ у фотосфері є доволі розрідженим, то швидкість його обертання багато менша швидкості обертання твердих тіл^{[ Джерело? ]}. При цьому газ в екваторіальній і полярних областях, рухається нерівномірно — на екваторі він здійснює оберт за 24 дні, на полюсах — за 30 днів.

Корона

Детальніше: Сонячна корона

Сонячна корона під час сонячного затемнення 1999

Корона — остання зовнішня оболонка Сонця. Корона в основному складається з протуберанців та енергетичних вивержень, що вириваються й вивергаються на кілька сотень, а інколи навіть на відстань більше мільйона кілометрів у простір, утворюючи таким чиномсонячний вітер. Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К, а максимальна, в окремих ділянках, — до 20 млн К. Незважаючи на таку високу температуру, корону видно неозброєним оком тільки під час повних сонячних затемнень, оскільки густина речовини в короні дуже мала, а тому її яскравість невелика.

Надзвичайно інтенсивний нагрів цього шару викликано мабуть ефектом магнітного перез'єднання і впливом ударних хвиль. Форма корони змінюється в залежності від фази циклу сонячної активності: у періоди максимальної активності вона має округлу форму, а в мінімумі — витягнута уздовж сонячного екватора. Оскільки температура корони дуже висока, вона інтенсивно випромінює в ультрафіолетовому і рентгенівському діапазонах. Це випромінювання поглинається земною атмосферою, але останнім часом з'явилася можливість вивчати його за допомогою космічних апаратів. Випромінювання на різних ділянках корони відбувається нерівномірно. Існують гарячі активні та спокійні ділянки, а також корональні діри із порівняно невисокою температурою в 600 000 К, з яких у простір виходять магнітні силові лінії. Така («відкрита») магнітна конфігурація дозволяє частинкам залишати Сонце, тому сонячний вітер випромінюється здебільшого з корональних дір.

Видимий спектр сонячної корони складається з трьох різних складових, названих L, K і F компонентами (або, відповідно, L-корона, K-корона і F-корона; ще одна назва L-компоненти — E-корона. K-компонента — безперервний спектр корони. На його тлі до висоти 9-10' від видимого краю Сонця видно емісійну L-компоненту. Починаючи з висоти близько 3' (кутовий діаметр Сонця — близько 30') і вище видно Фраунгоферовий спектр, такий же як і спектр фотосфери. Він становить F-компоненту сонячної корони. На висоті 20' F-компонента домінує в спектрі корони. Висота 9-10' вважається межею, що відокремлює внутрішню корону від зовнішньої. Випромінювання Сонця з довжиною хвилі менше 20 нм, повністю виходить з корони. Це означає, що, наприклад, на поширених знімках Сонця на довжинах хвиль 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видно виключно сонячну корону з її елементами, а хромосферу та фотосферу — не видно. Дві корональні діри майже завжди наявні біля північного і південного полюсів Сонця, а інші лише тимчасово з'являються на його видимій поверхні, і практично зовсім не випромінюють рентгенівське випромінювання.

Будова та основні спостережувані елементи фотосфери Сонця.

Як відмічалося вище, фотосферою називається шар сонячної атмосфери, який є основним джерелом неперервного випромінювання Сонця. Через те, що газ фотосфери частково прозорий, сонячне випромінювання йде на Землю з різних глибин фотосфери. Однак оптична товщина фотосфери дуже швидко зростає із збільшенням геометричної глибини. Основна спостережувана властивість фотосфери Сонця – потемніння сонячного диска біля країв. Зменшення яскравості до краю вказує на те, що температура газу, який висвічує і випромінювання якого досягає спостерігача, зростає з глибиною.

Коли атмосфера Землі спокійна, то розглядаючи зображення Сонця в телескоп через спеціальні фільтри, можна помітити, що фотосфера має зернисту будову. ЇЇ поверхня неначе вкрита нерівномірно розподіленими рисовими зернами. Ці окремі зерна мають назву гранул. Кутові розміри гранул , що відповідає довжині . Гранули – нестійкі утворення. Час їх існування – кілька хвилин. Вони на яскравіші, ніж проміжки між ними. Це означає, що їх температура більша, ніж температура навколишньої фотосфери на . Вивчаючи спектри фотосфери з гранулами (їх дістали на спектрографі з великою роздільною здатністю), можна побачити, що спектральні лінії мають деяку деформацію. Вигин лінії в бік фіолетового або червоного кінця спектру свідчить про рух сонячної речовини в напрямку променя зору. Величина зміщення відповідає швидкості руху приблизно . Отже наявність гранул пов`язана з підніманням та опусканням газу у фотосфері Сонця. Ми уже відзначали, що перенесення енергії на Сонці здійснюється по-різному. В областях Сонця, які оточують ядро, енергія передається завдяки поглинанню і перевипромінюванню квантів світла. У поверхневих і приповерхневих шарах у перенесенні випромінювання бере участь сама речовина. Конвекція у фотосфері може розпочатися із двох причин: 1) внаслідок збільшення непрозорості матерії з глибиною; 2) внаслідок зміни з глибиною ступеня іонізації атомів. Підрахунки показують, що лише при певному ступені іонізації водню настає конвекція у фотосфері. Із збільшенням глибини ступінь іонізації водню зростає. Коли водень стає повністю іонізованим, конвекція припиняється. Конвективна зона міститься у сонячній фотосфері на порівняно невеликій оптичній глибині, тому вона може впливати на деякі спостережувані характеристики Сонця. Конвекцією можна пояснити вигляд поверхні Сонця, а Саме його грануляцію. При цьому гранула ототожнюється з конвективною коміркою, в якій нагріта речовина піднімається вгору (а в проміжках між гранулами збігає донизу). Верхівки цих потоків ми сприймаємо як гранули. Крім гранул, розподілених по поверхні Сонця практично рівномірно, тут існує ще й супергрануляція – великомасштабна структура з розмірами комірок близько 30000 км, для якої властиві рухи до периферії супергранул зі швидкостями 0,1... 0,5 . Час життя супергранули близько доби, загальна їх кількість на поверхні Сонця досягає 5000. Саме супергранули помітні найчіткіше, як світлі області при спостереженні Сонця в лініях He ІІ [16, 199]. 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. Більше ста років присвятили дослідники Сонця вивченню сонячних плям. Однак і на даний час серед явищ сонячної активності важко знайти більш складне і у багатьох відношеннях незрозуміле утворення, як сонячна пляма. Перелік достатньо обґрунтованих тверджень про його природу невеликий. Сонячні плями являють собою відносно холодні місця фотосфери Сонця. Температура їх на нижча температури навколишнього середовища. Тому за контрастом вони здаються темними. Плями мають тарілкоподібну форму з "дном" на глибині 700 - 1000 км. На початку ХХ століття було виявлено, що сонячні плями володіють сильним магнітним полем. Згідно теорії Л. Бірмана, таке поле у стані зменшити або навіть перебороти конвективний переніс енергії у підфотосферних шарах. Таким чином у них створюється дефіцит вихідної променистої енергії. На цій основі рахують, що саме магнітне поле є винуватцем низької температури сонячних плям, оскільки воно не дозволяє переносити енергію від більш низьких шарів у більш високі. Розміри сонячних плям досить різноманітні. Вони коливаються від тисячі до десятків тисяч кілометрів.Ще більш складніша структура півтіні плям. Як показало вивчення знімків з високою роздільною здатністю, зокрема отриманих із стратосфери, вона складається непросто із світлих і темних волокон, як рахувалось зовсім недавно. Приблизно 43% площі півтіні займають яскраві зерна витягнутої форми довжиною 350 – 1500 км і шириною 100 – 350 км, які повільно рухаються у напрямку до тіні плями з швидкістю до Групи сонячних плям з`являються не по всьому диску Сонця, а лише у так званих "королівських зонах", розміщених на відстані приблизно до у дві сторони від сонячного екватора. В деяких випадках їх спостерігали навіть до широти , однак це були вкрай нестійкі дрібні плями і пори. Поблизу самого екватора, до широти , плями також зустрічаються дуже рідко. Характерно, що групи плям практично завжди витягнуті приблизно вздовж сонячних паралелей. Однак ведуча пляма зазвичай розміщена ближче до екватора, ніж хвостова. Цей нахил осі груп до паралелі в середньому збільшується по мірі віддалення від екватора Сонця. На фотографіях Сонця, зроблених у лінії , на краю диска видно своєрідні викиди речовини – протуберанці. Бачимо їх саме тому, що вони інтенсивно світяться в лінії . Це значить, що речовина протуберанця розсіює випромінювання, яке надходить до нього від фотосфери. Тому коли протуберанець проектується на сонячний диск, його видно як темне волокно.Плями на Сонці часто бувають оточені світлими зонами, які називають факелами. Вони гарячіші атмосфери приблизно на 2000 К і мають комірчасту структуру (величина кожної комірки – біля 30000 км.). Часто зустрічаються факельні поля, всередині яких плям немає. Факели утворюються в результаті конвекції із глибоких шарів Сонця. Вони існують тижнями і місяцями. У деяких факельних полях між гранулами з`являється темна крапка, вона починає швидко рости і на наступний день перетворюється у пляму з різкою границею. Через три-чотири дні навколо плями утворюється півтінь.