§ 19. Атмосфера Солнца

Определения и обозначения

Солнечная атмосфера — внешние газовые слои Солнца, которые наблюдают по их излучению и которые простираются далеко за видимый диск. Это не оболочка с чёткой твёрдой границей: свойства газа постепенно меняются с расстоянием от центра. Понятие атмосферы позволяет описывать видимые внешние слои отдельно от внутренних областей Солнца.

Фотосфера — нижний слой атмосферы, из которого выходит основная часть видимого излучения Солнца. Именно этот слой мы видим как яркий солнечный диск, поэтому его часто называют видимой поверхностью. Это обозначение удобно для наблюдений, но не означает, что у Солнца есть твёрдая оболочка.

Хромосфера — слой над фотосферой, особенно заметный во время полного солнечного затмения и при наблюдениях в отдельных спектральных линиях. Она слабее светится в обычном видимом свете, чем фотосфера, поэтому её труднее увидеть на фоне яркого диска. Изучение хромосферы помогает проследить, как меняются свойства газа выше фотосферы.

Солнечная корона — самая внешняя, разреженная и очень горячая часть атмосферы Солнца. Она продолжается далеко в межпланетное пространство и не имеет простой резкой границы. Корона важна для понимания солнечного ветра и того, как процессы на Солнце воздействуют на планеты.

Как это устроено

Солнце не имеет твёрдой поверхности: его вещество — горячий газ, точнее плазма, в которой часть атомов лишена электронов. Фотосфера кажется поверхностью потому, что нижележащие слои непрозрачны для видимого света, а из верхних слоёв фотоны свободно уходят в космос. Поэтому мы видим границу, откуда свет достигает наблюдателя, а не твёрдую оболочку. Это понятие позволяет указывать радиус Солнца и сравнивать яркость его диска.

Плотность газа с высотой быстро уменьшается, поэтому над плотной фотосферой располагаются более разреженные хромосфера и корона. Температура при этом меняется не так просто: в фотосфере она составляет примерно 5800 К, выше сначала снижается, а в короне снова резко возрастает. Такую последовательность нельзя объяснить одним лишь удалением от горячих недр: на внешний газ передаётся энергия, в том числе магнитными полями и волнами. Именно сочетание плотности, температуры и способа излучения отличает слои друг от друга.

На фотосфере заметна грануляция — сеть светлых ячеек с тёмными границами. Она возникает потому, что горячее вещество поднимается из глубины, остывает у поверхности и опускается обратно; это явление называется конвекцией. Солнечные пятна тоже связаны с движением вещества, но в их областях сильные магнитные поля затрудняют перенос энергии, поэтому пятна холоднее окружающей фотосферы. Наблюдения таких структур показывают, что атмосфера не неподвижна, а постоянно меняется.

Хромосфера и корона намного слабее светятся в видимом диапазоне, чем фотосфера. Яркий диск обычно перекрывает их слабый свет, поэтому во время полного затмения Луна закрывает фотосферу и становится заметна корона; хромосферу можно увидеть на короткое время у края диска. В обычных условиях применяют специальные приборы, например фильтры, выделяющие определённые спектральные линии, или коронографы, имитирующие затмение. Такие способы наблюдения позволяют исследовать отдельные слои, не смешивая их свет.

Корона разрежена, но её температура достигает миллионов градусов: температура показывает среднюю энергию частиц, а не то, сколько тепла почувствовал бы человек в таком газе. Плотность частиц там очень мала, поэтому суммарное количество передаваемой ими энергии невелико. Учёные связывают нагрев короны с передачей энергии магнитными полями и волнами, однако детали процесса продолжают изучать. Из внешних областей короны частицы непрерывно уходят в космос, образуя солнечный ветер.

Сравнение слоёв атмосферы Солнца

Сравнивайте слои по строкам: так проще увидеть, как положение связано с плотностью, температурой и способом наблюдения. Например, слабый свет короны сочетается с большой температурой, потому что высокая температура не означает высокую плотность. Таблица также помогает отличить явления фотосферы от процессов во внешних слоях.

Разбор задач

1. Определяем слой по описанию

Условие. Слой разрежен, виден во время полного затмения, а его температура достигает миллионов градусов. Нужно определить, о каком слое атмосферы идёт речь. Сопоставим признаки с характерными свойствами трёх слоёв.

1. Разреженность исключает фотосферу, которая является наиболее плотным и ярким видимым слоем.
2. Миллионы градусов характерны для внешней части атмосферы, а не для фотосферы с температурой около 5800 К.
3. Полное затмение позволяет заметить слабое свечение короны, обычно теряющееся на фоне яркого диска.

Ответ: это солнечная корона. Здесь вывод получается не по одному признаку, а по совпадению температуры, плотности и условий наблюдения.

2. Находим максимум излучения фотосферы

Условие. Температура фотосферы T = 5800 К. По закону смещения Вина требуется найти длину волны максимума излучения и объяснить цвет Солнца. Используем формулу λmax = b/T, где b ≈ 2,898·10⁻³ м·К.

1. Подставим температуру: λmax = 2,898·10⁻³ / 5800 м.
2. Вычислим: λmax ≈ 5,0·10⁻⁷ м = 500 нм.
3. Эта длина волны лежит в видимом диапазоне, около его зелёной части. Но фотосфера излучает не только на максимуме, а в широком диапазоне видимого света, поэтому всё излучение вместе воспринимается как белое; у поверхности Земли Солнце часто кажется жёлтым из-за атмосферы.

Ответ: максимум приходится примерно на 500 нм, а цвет определяется всем спектром и условиями наблюдения, а не одной длиной волны.

3. Оцениваем поток излучения и светимость

Условие. Возьмём температуру фотосферы T = 5800 К, радиус Солнца R = 6,96·10⁸ м и постоянную Стефана—Больцмана σ = 5,67·10⁻⁸ Вт/(м²·К⁴). Нужно оценить поток с единицы поверхности и полную светимость. Сначала определим излучение каждого квадратного метра фотосферы, затем учтём площадь сферы.

1. По закону Стефана—Больцмана F = σT⁴. Подстановка даёт F ≈ 5,67·10⁻⁸·5800⁴ ≈ 6,4·10⁷ Вт/м².
2. Площадь сферической фотосферы равна 4πR². Светимость, то есть энергия, излучаемая за секунду всей поверхностью, равна L = 4πR²F.
3. Подставим значения: L ≈ 4π(6,96·10⁸)²·6,4·10⁷ ≈ 3,9·10²⁶ Вт. Разница с принятым округлённым значением возникает из-за приближённых исходных данных.

Ответ: поток составляет примерно 6,4·10⁷ Вт/м², светимость — около 3,8–3,9·10²⁶ Вт. Первый результат относится к единице площади, а второй — ко всему Солнцу.

Типичные ошибки

• Называть фотосферу твёрдой поверхностью — ошибка: это оптически видимый слой газа, а не твёрдая оболочка. Такое упрощение возникает потому, что на изображениях Солнце выглядит как диск с чётким краем. Проверьте себя вопросом: может ли газовая звезда иметь твёрдую поверхность, если её вещество горячее и находится в движении?

• Считать, что температура с высотой всегда уменьшается, — неверно: в короне она снова резко возрастает. Так думают, перенося привычное правило о нагревании воздуха у поверхности Земли на всю солнечную атмосферу. Проверьте последовательность слоёв: после фотосферы и более холодной нижней хромосферы температура в короне достигает миллионов градусов.

• Путать хромосферу с короной — значит не учитывать их положение, плотность и наблюдаемые признаки. Обе части атмосферы слабее светятся, чем фотосфера, поэтому их легко объединить в одну область. Для проверки сравните: хромосфера расположена ближе к фотосфере, а корона намного разреженнее и горячее.

• Считать пятна холодными неподвижными участками — ошибка: они лишь холоднее окружающей фотосферы и связаны с сильными магнитными полями. Тёмный цвет пятна на изображении может создать впечатление полной темноты, а его форма — неподвижности. Проверьте себя: пятно всё ещё горячее абсолютного нуля, а его появление и изменение связаны с активностью Солнца.

Связь с другими темами

Для изучения солнечной атмосферы нужны знания о строении Солнца, видах излучения и спектре. Температуру звезды определяют, в частности, по спектру и закону смещения Вина, поэтому понятия длины волны и излучения помогают понять наблюдения фотосферы и внешних слоёв. Эти знания ведут к теме солнечной активности: магнитные поля вызывают пятна, вспышки и выбросы вещества. Солнечный ветер и усиление активности могут взаимодействовать с магнитосферой Земли, вызывая магнитные бури и влияя на спутники и связь.

Что запомнить

• Атмосфера Солнца состоит из фотосферы, хромосферы и короны.
• Фотосфера — источник основной части видимого излучения Солнца.
• Фотосфера не является твёрдой поверхностью.
• Хромосфера расположена над фотосферой и проявляется в спектральных линиях и при затмениях.
• Корона разрежена, но нагрета до миллионов градусов.
• Из внешних слоёв короны непрерывно распространяется солнечный ветер.
• Магнитные поля Солнца вызывают пятна, вспышки, протуберанцы и другие проявления активности.