Фотосфера Солнца
Видимая поверхность Солнца называется фотосферой. Она излучает почти всю приходящую к нам энергию и имеет непрерывный спектр. Солнце наблюдают либо через темное стекло, либо проецируя его изображение, даваемое телескопом или биноклем, на белый экран. Толщина фотосферы как слоя около 300 км, что в 2000 раз меньше радиуса Солнца. Плотность вещества в ней (0,01-0,05)10-6г/см3, а давление составляет около 0,1 земной атмосферы.
В телескоп видно, что фотосфера состоит из гранул - продолговатых облаков раскаленного газа. Их размеры 300- 700 км. Каждые 5-7 мин они распадаются и заменяются другими гранулами. Фотосфера является верхней частью слоя, в котором происходит тепловая конвекция - вертикальное перемешивание газа. Толщина слоя конвекции - 12% от радиуса Солнца. Ее существование вызвано быстрым охлаждением наружного слоя. Гранулы - это более горячие газы, поднятые конвекцией вверх, быстро охлаждающиеся и потому вскоре опускающиеся. Под фотосферой на глубине 100 000 км температура около 100 000њ. Ниже этой границы конвективной зоны передача тепла из недр осуществляется переносом лучистой энергии. В недрах Солнца температура согласно расчетам около 15 000 000њ.
В фотосфере, лучше у краев Солнца видны светлые пятнышки, называемые факелами. Они примерно на 200њ горячее соседней области и потому немного ярче. Они могут существовать неделями и представляют собой вершину устойчивого столба более горячих газов, конвективно поднимающихся вверх. Эта устойчивость обусловлена тем, что магнитное поле Солнца препятствует вертикальным потокам ионизированных газов отклоняться в горизонтальном направлении. В фотосфере появляются также темные поры - зародыши пятен. Пятно часто разрастается до диаметра, превышающего диаметр земного шара. В этом месте напряженность магнитного поля усиливается от значения 1 э в невозмущенной области до тысяч эрстед. Затем пятно часто делится светлой перемычкой на две части, причем магнитная полярность пятен, устанавливаемая по особым признакам в спектре, в паре пятен противоположна. В одном полушарии пятно, переднее по направлению вращения Солнца, во всех парах имеет одинаковую полярность, например северную. В другом полушарии Солнца распределение полярности магнетизма во всех парах пятен противоположное. В среднем через 11 лет полярности ведущих пятен меняются местами. Темное пятно всегда окружено полутенью. Черными пятна кажутся лишь по контрасту с более горячей и оттого более яркой фотосферой. Температура пятен составляет около 3700њС, поэтому в спектре пятна есть полосы поглощения простейших двухатомных молекул: СО, ТiO, СН, СN и др., которые в более горячей фотосфере распадаются на атомы. Сильное магнитное поле тормозит движение газа поперек силовых линий, и под пятном прекращается подъем горячего газа. Вследствие этого газ в пятне охлаждается.
Солнечные пятна появляются обычно группами, которые сначала разрастаются, а потом дробятся на все более мелкие части и постепенно исчезают. Пятна появляются в двух зонах по обе стороны экватора, и через каждые 11 лет в среднем их число и занимаемая ими площадь достигают максимума.
По видимому перемещению пятен на диске Солнца еще Галилей обнаружил вращение Солнца. Спектральный анализ уточнил закон этого вращения. Оказалось, что Солнце вращается зонами, - быстрее всего на экваторе, где звездный период вращения составляет 25 сут. К полюсам период увеличивается до 30 сут. Так как за 25 сут Земля проходит по орбите дугу примерно 25њ, то синодический период вращения Солнца на экваторе около 27 сут. Через столько времени пятно, бывшее в центре Солнца, снова придет туда для земного наблюдателя.
Причина 11-летней периодичности солнечной активности до сих пор остается еще загадочной. Однако знание периодичности солнечной деятельности и связи друг с другом некоторых процессов на Солнце позволяет астрономам делать важные для практики удачные прогнозы наступления магнитных бурь, нарушений радиосвязи и других явлений.