Солнце

Всю информацию о физическом состоянии вещества на Солнце мы получаем от его излучения. Разложив солнечный свет в спектр, ученые обнаружили, что он состоит из яркого непрерывного спектра, в котором цвета переходят от фиолетового к красному (как в радуге). На, этом ярком фоне видны темные линии поглощения. Каждая принадлежи”- спектру какого-либо химического элемента.
Когда мы смотрим на Солнце невооруженным глазом, мы видим нижний слой его атмосферы - фотосферу. Толщина этого слоя всего около 300 км, но почти все видимое излучение Солнца исходит именно из него. О том, что происходит в более глубоких слоях Солнца, мы можем судить только по откликам этих явлений в фотосфере и более высоких слоях атмосферы - хромосфере и короне.
Если наблюдать Солнце в телескоп, то видно, что поверхность Солнца покрыта яркими зернами, разделенными более темными промежутками. Эти зерна называются гранулами, а все явление—грануляцией. Яркость поверхности Солнца неодинакова: в центре Солнца она максимальна, а к краям постепенно снижается. Это явление называется потемнением Солнца к краю.
На более темном фоне краевых зон Столица часто видны светлые образования. При внимательном рассмотрении можно заметить, что они состоят из отдельных светлых волокон и точек. Это факелы. Температура их на 100-300 выше температуры окружающей фотосферы. Факелы, существуют в любых частях Солнца, но из-за небольшой разницы в яркости в центре они не видны.
Самые заметные образования в фотосфере это солнечные пятна. Они значительно темнее фотосферы. Более крупные пятна состоят из тени и окружающей ее более светлой полутени. Возникает пятно сначала в виде маленькой темной точки— поры. Таких пор на Солнце появляется очень мною. В начале их трудно отличить от темного промежутка между “ранулами. Большинство пор, прожив несколько часов, исчезает, но некоторые быстро растут, у них возникает полутень, и пора превращается в пятно. Часто пятна объединены в группы солнечных пятен.
Пониженная яркость пятен объясняется их низкой температурой (на 2-3 тысячи Кельвинов ниже температуры фотосферы). Но самое замечательное свойство пятен - это их магнитное поле. Можно сказать, что пятна— это выход в фотосферы из более глубоких слоев трубок магнитного поля полюсов магнита Напряженность магнитного поля в пятнах 2-3 тысячи эрстед.
Итак, наблюдая Солнце в телескоп без дополнительных приборов и фильтров, или, как говорят астрономы, в белом свете, мы можем увидеть три типа солнечных образований в фотосфере: грануляцию, факелы и солнечные пятна.
Над фотосферой расположена хромосфера. Ее протяженность по высоте около 10 тысяч километров.
Яркость хромосферы в белом свете, определяемая в основном излучением непрерывного спектра, в 1000 раз меньше яркости фотосферы. Поэтому в обычных условиях хромосфера не видна ни простым глазом, ни в телескоп. Излучение хромосферы сосредоточено в основном в отдельных спектральных линиях в некоторых из них хромосфера излучает много больше чем фотосфера. Поэтому, если свет Солнца пропустить через фильтр с очень узкой спектральной полосой пропускания, т. е. пропускающий свет только одной спектральной линии, мы увидим солнечную хромосферу. В видимой области спектра наиболее удобной линией для таких наблюдений является линия водорода в красной части спектра. Ее обозначают Нa . Длина волны линии Нa = 6562,8 А (ангстрема).
Вид Солнца через фильтр Нa существенно отличается от его вида в белом свете. На уровне хромосферы вся поверхность Солнца занята более крупными, чем гранулы, яркими точками, темными и яркими волоконцами. Эти мелкие детали могут быть частями ячеек более крупной хромосферной сетки. Большинство мелких и часть средних пятен не видны в хромосфере. На их месте и вокруг них видны яркие области флокулы, являющиеся продолжением факелов в хромосфере. Часто на диске можно наблюдать протяженные темные образования волокна. Над краем Солнца бывают, видны протуберанцы, фонтаны светящегося вещества самых разных форм, от одиночной петли, вдоль которой движутся отдельные сгустки, до ажурных “деревьев”, не меняющихся многие часы.
Волокна - это протуберанцы, видимые в проекции на солнечный диск. Они рассеивают часть падающего на них снизу излучения и поэтому видны как темные образования.