§ 22. Строение солнечных оболочек

Определения и обозначения

Фотосфера — видимая поверхность Солнца, внешний слой плазмы, от которого приходит основная часть наблюдаемого света. Её толщина составляет примерно 300–500 км, а температура — около 5800 К. Именно в фотосфере формируется непрерывный спектр, поэтому по её излучению судят о видимом облике Солнца и свойствах его поверхности.

Хромосфера — слой солнечной атмосферы, расположенный непосредственно над фотосферой. Она простирается на несколько тысяч километров; при движении наружу её температура в целом повышается. В спектре хромосферы заметны яркие линии, поэтому этот слой изучают по излучению отдельных элементов и по наблюдениям через специальные фильтры.

Солнечная корона — самая внешняя и очень разреженная оболочка Солнца, которая постепенно переходит в межпланетное пространство. Её температура достигает примерно миллиона кельвинов, хотя плотность вещества намного меньше, чем в нижних слоях атмосферы. Корону особенно хорошо видно во время полного солнечного затмения, когда Луна закрывает яркую фотосферу.

Грануляция — ячеистая структура фотосферы, образованная множеством гранул. Каждая гранула связана с конвекцией: горячий газ поднимается к поверхности, отдаёт энергию, а более холодный опускается. Поэтому рисунок грануляции показывает, как плазма переносит энергию из глубин Солнца к его поверхности.

Как это устроено

Солнце рассматривают как последовательность оболочек, потому что энергия проходит через разные области, прежде чем покинуть звезду. В глубине она образуется, а затем переносится к поверхности излучением и движением вещества. В наружных конвективных слоях горячая плазма поднимается, а остывшая опускается. На границе с космосом энергия выходит главным образом через фотосферу, поэтому её излучение мы и видим как солнечный диск.

Фотосфера кажется ровной только издалека: при увеличении в ней видны гранулы, пятна и факелы. Гранулы возникают потому, что конвективные потоки выносят горячий газ вверх, а после охлаждения он опускается; так плазма переносит энергию. Пятна выглядят темнее окружающих участков, поскольку сильное магнитное поле мешает там движению газа и поверхность становится сравнительно холоднее. Факелы — более яркие области, также связанные с магнитными полями и движением плазмы.

Хромосферу и корону трудно заметить на фоне фотосферы: их излучение значительно слабее яркого света видимого диска. Во время полного затмения Луна закрывает фотосферу, и вокруг неё становится видна хромосфера, а дальше — корона. Наблюдать эти слои можно и без затмения, если использовать приборы, подавляющие яркий свет или выделяющие нужную часть спектра. Так астрономы исследуют атмосферу Солнца, не ожидая редкого затмения.

При переходе от фотосферы через хромосферу к короне плотность вещества уменьшается: внешние слои состоят из всё более разреженной плазмы. Температура сначала в фотосфере составляет около 5800 К, затем в верхней атмосфере возрастает и в короне достигает примерно миллиона кельвинов. Такой рост не означает, что корона просто получает тепло от близкого ядра: между ядром и атмосферой лежит огромный путь переноса энергии. Нагрев короны связывают прежде всего с процессами в магнитном поле и передачей энергии в солнечной атмосфере.

Магнитное поле влияет на движение плазмы и формирует многие детали солнечных оболочек. Оно может удерживать большие массы вещества в виде протуберанцев, а при резком высвобождении энергии происходят вспышки. Эти явления связаны с активными областями, где магнитное поле особенно сложно и сильно. Выбросы вещества из короны способны достигать Земли и вызывать изменения в околоземном пространстве, поэтому наблюдения солнечной активности важны для прогнозирования космической погоды.

Сравнение солнечных оболочек

Сначала сравни положение слоёв: фотосфера находится ниже хромосферы, а корона окружает их снаружи. Затем сопоставь температуру и плотность — по мере удаления от фотосферы плотность падает, но в короне температура резко возрастает. Последняя строка показывает, что разные оболочки дают разные сведения о солнечном излучении.

Разбор задач

Задача 1. По описаниям определи оболочки Солнца: видимая поверхность с гранулами; красноватый слой, заметный при затмении; разреженная внешняя оболочка с температурой около миллиона кельвинов. Нужно связать каждый набор признаков с положением слоя и способом его наблюдения. Гранулы указывают на конвекцию в видимой поверхности, а высокая температура и малая плотность характерны для внешней атмосферы. Красноватый цвет при затмении помогает узнать слой над фотосферой.

1. Видимая поверхность с гранулами — это фотосфера: грануляция наблюдается именно на её диске.
2. Красноватый слой, открывающийся при затмении, — хромосфера, расположенная над фотосферой.
3. Разреженная внешняя оболочка с температурой около миллиона кельвинов — солнечная корона.

Ответ: фотосфера, хромосфера, солнечная корона — соответственно.

Задача 2. Температура фотосферы равна примерно 5800 К, а короны — около 1 000 000 К. Во сколько раз температура короны выше? Сравнивать нужно именно температуры, поэтому делим большее значение на меньшее. Единицы измерения одинаковые — кельвины, значит, перед вычислением переводить их не требуется.

1. Записываем отношение: 1 000 000 К ÷ 5800 К.
2. Кельвины сокращаются, остаётся безразмерное число: 1 000 000 ÷ 5800 ≈ 172,4.
3. Округляем результат до целого, поскольку исходные температуры приблизительные.

Ответ: температура короны примерно в 172 раза выше температуры фотосферы.

Задача 3. Объясни, почему при полном солнечном затмении становится видна корона, хотя она значительно слабее фотосферы, и какие сведения о короне можно получить по её спектру. Здесь нужно учесть, что яркий свет фотосферы обычно затмевает слабое излучение окружающих слоёв. При полном затмении Луна закрывает солнечный диск, и контраст между фотосферой и короной перестаёт мешать наблюдению. Спектр, в свою очередь, позволяет исследовать состав и физические свойства излучающего газа.

1. Во время полного затмения Луна закрывает фотосферу, поэтому её яркий свет не заслоняет корону.
2. Корона становится заметной как слабое свечение вокруг закрытого солнечного диска.
3. По спектральным линиям выясняют, какие элементы присутствуют в корональной плазме; по ширине и смещению линий оценивают её температуру и движение.

Ответ: затмение ослабляет помеху от фотосферы, а спектр короны даёт сведения о составе, температуре и движении вещества.

Типичные ошибки

Ошибка: называть фотосферу твёрдой поверхностью. Так говорят, потому что на снимках Солнце выглядит как чёткий круглый диск. Однако фотосфера состоит из плазмы, а не из твёрдого вещества. Проверь себя: если представить, что можно коснуться «поверхности», получится ли твёрдая граница? Нет — видимая граница определяется слоем, от которого приходит свет.

Ошибка: считать, что температура непрерывно падает от центра Солнца к короне. Такое предположение возникает из бытового опыта: чем дальше от источника тепла, тем холоднее. Но температура солнечной атмосферы после фотосферы вновь резко возрастает и в короне достигает примерно миллиона кельвинов. Чтобы проверить себя, сравни отдельно температуру фотосферы и короны, а не выводи изменение только из расстояния от ядра.

Ошибка: путать хромосферу с короной. Обе оболочки находятся над фотосферой и часто становятся заметны при затмении, поэтому их легко смешать. Хромосфера расположена непосредственно над фотосферой, а корона — самый внешний, гораздо более разреженный слой. Проверь порядок: фотосфера, хромосфера, корона.

Ошибка: объяснять высокую температуру короны её близостью к горячему ядру. Корона действительно горячая, но расстояние до ядра само по себе не объясняет её нагрев. Между ядром и внешней атмосферой энергия проходит через множество слоёв, а нагрев короны связывают с процессами в магнитном поле и переносом энергии в атмосфере. Для самопроверки спроси себя, описывает ли объяснение именно механизм нагрева, а не просто положение оболочки.

Связь с другими темами

Для изучения солнечных оболочек нужны знания о внутреннем строении Солнца и способах переноса энергии: они объясняют, откуда энергия поступает к поверхности. Понимание спектров, температуры звёзд и законов теплового излучения помогает выяснить, какие слои излучают и что можно узнать по их свету. Эти знания пригодятся при изучении солнечной активности, магнитных бурь и космической погоды. Они также помогают сравнивать Солнце с другими звёздами и понимать общие закономерности их эволюции.

Что запомнить

• Фотосфера — видимая оболочка Солнца.
• Над фотосферой находятся хромосфера и солнечная корона.
• Грануляция связана с конвективными потоками плазмы.
• Плотность вещества уменьшается при переходе от фотосферы к короне.
• Температура в короне достигает примерно миллиона кельвинов.
• Хромосфера и корона особенно хорошо наблюдаются при затмениях и с помощью специальных приборов.
• Солнечная активность во многом определяется магнитным полем Солнца.