Солнечная атмосфера — фотосфера
Солнечная атмосфера — фотосфера
Земная атмосфера — это воздух, которым мы дышим, обычная нам газовая оболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет. Звезды полностью состоят из газа, но их наружные слои также называют атмосферой. При всем этом наружными числятся те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее место.
Фотосфера — атмосфера Солнца начинается на 200-300 км поглубже видимого края солнечного края. Эти самые глубочайшие слои атмосферы именуют фотосферой. Так как их толщина составляет менее одной трехтысячной толики солнечного радиуса, фотосферу время от времени условно именуют поверхностью Солнца.
Плотность газов в фотосфере приблизительно такая же, как в земной стратосфере, и в сотки раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы миниатюризируется от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях.
Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп в видимом спектре длин волн, представляется совокупой ярчайших площадок, окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это — солнечные гранулки, их размеры различны и составляют в среднем 700 км, «время жизни» (возникновение и угасание гранулки) примерн 8 мин. Гранулки делятся тёмными промежутками шириной около 300 км.
Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К. При таких критериях практически все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Только в самых верхних слоях фотосферы сохранятся относительно малость простых молекул и радикалов типа H2, OH, CH.
Необыкновенную роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в земной природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с 2-мя электронами. Это необыкновенное соединение появляется в узком наружном, более прохладном слое фотосферы при «налипании» на нейтральные атомы водорода негативно заряженных свободных электронов, которые поставляются просто ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При появлении отрицательные ионы водорода источают огромную часть видимого света. Тот же свет ионы скупо поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной стремительно вырастает. Потому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.
Практически все наши познания о Солнце основаны на исследовании его диапазона — узкой разноцветной полосы, имеющей ту же природу, что и радуга. В первый раз, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскрикнул: «Спектрум!» (лат. spectrum — «видение»). Позднее в диапазоне Солнца увидели черные полосы и сочли их границами цветов.
В телескоп с огромным повышением можно следить тонкие детали фотосферы: вся она кажется испещренной маленькими колоритными зернышками — гранулками, разбитыми сетью узеньких черных дорожек. Грануляция является результатом смешивания всплывающих более теплых потоков газа и опускающихся более прохладных. Разность температур меж ними в внешних слоях сравнимо невелика (200-300 К), но поглубже, в конвективной зоне, она больше, и смешивание происходит существенно лучше. Конвекция во наружных слоях Солнца играет гигантскую роль, определяя общую структуру атмосферы. В конечном счете конкретно конвекция в итоге сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является предпосылкой всех разнообразных проявлений солнечной активности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце.
Периодически в маленький области солнечной атмосферы появляются концентрированные магнитные поля, в несколько тыщ раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма — неплохой проводник, она не может передвигаться поперек линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Потому в таких местах смешивание и подъем жарких газов снизу тормозится, и появляется черная область — солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совершенно черным, хотя в реальности яркость его слабее исключительно в 10.
Со временем величина и форма пятен очень изменяются. Возникнув в виде чуть приметной точки — поры, пятно равномерно наращивает свои размеры до нескольких 10-ов тыщ км. Большие пятна, обычно, состоят из черной части (ядра) и наименее черной — полутени, структура которой присваивает пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более колоритными участками фотосферы, именуемыми факелами либо факельными полями.
Фотосфера равномерно перебегает в более разреженные наружные слои солнечной атмосферы — хромосферу и корону.