logo
Солнце

3. Фотосферные явления

Солнце, видимое с Земли, — это круг со средним угловым диаметром 1920''. При спокойных атмосферных условиях солнечный телескоп позволяет "увидеть" детали размером ~ 1'', что на расстоянии в 1 а. е. соответствует ≈ 700 км.

Рис. 6. Грануляция солнечной фотосферы.

Рис.7. Солнечное пятно
Солнечная поверхность, наблюдаемая в телескоп в видимом диапазоне длин волн, представляется совокупностью ярких площадок, окружённых относительно тёмными тонкими промежутками. Это - солнечные гранулы (рис. 6), их размеры различны и составляют в среднем ≈ 700 км, "время жизни" (появление и угасание гранулы) ≈ 8 мин. Гранулы разделяются тёмными промежутками шириной ок. 300 км. Флуктуации яркости, вызываемые грануляцией, невелики. Превышение яркости над ср. фоном  10%. 

Часто в областях, располагающихся в зоне ± 30o от экватора, кроме спокойной грануляционной картины наблюдаются солнечные пятна и факелы. Телескоп позволяет различать тёмный овал (т.н. тень пятна), окружённый более светлой полутенью (pиc. 7). Характерный размер развитого пятна составляет ≈ 35000 км. Диаметр тени примерно вдвое меньше. Близ тени появляются отдельные яркие участки, к-рые в виде узких струй (диаметр D ≈ 700 км) растекаются к периферии пятна. Они образуют характерную волокнистую структуру полутени. Время жизни отдельных волокон ≈ 30-60 мин. В самой тени пятна также наблюдаются слабоконтрастные флуктуации яркости - очень маленькие светлые точки (D ≈ 350 км), живущие 15-30 мин. Их отождествляют с "остаточной" грануляцией в условиях сильного магн. поля тени пятна. Поток лучистой энергии в тени пятна ослаблен примерно в 3 раза, что явл. следствием понижения темп-ры от 6000 до 4500 К. Это понижение темп-ры отражается и на спектре пятен: усилены спектр. линии более низкого возбуждения, молекулярные полосы. Видно также, что линии несколько сдвинуты в коротковолновую область. Это позволяет установить (на основе Доплера эффекта), что на уровне фотосферы (в области образования изучаемых линий) газ вытекает из пятна (эффект Эвершеда). Движение наружу - от тени к периферии - характер, но лишь для тёмных, холодных волокон - более горячий газ медленно движется в противоположном направлении. В полутени направление движения близко к горизонтальному. На больших высотах - в хромосфере и короне - газ, наоборот, втекает в область пятна.

Пятна обычно окружены целой сетью ярких цепочек - фотосферным факелом. Ширина цепочек равна диаметру образующих её ярких элементов (групп гранул) и составляет ок. 5000 км, длина достигает 50 000 км. Размер факельных гранул лишь ненамного превышает размер обычных гранул. Факел - долгоживущее образование, он часто не исчезает в течение целого года, а группа пятен на его фоне "живёт" около месяца (самое большое пятно - до неск. месяцев). Суммарная площадь цепочек - волокон факела - примерно в 4 раза больше площади пятна. Факелы, правда менее яркие, встречаются и независимо от пятен. Величина суммарной площади факелов в годы минимума солнечной активности мала, но в годы максимума волокна факелов могут занимать до 10% всей поверхности С. Волокна факелов отчётливо видны лишь около края диска С. (но не на самом краю), где превышение их яркости над фоном достигает 10-20%. Поскольку около края диска просматриваются поверхностные слои, то такое превышение яркости свидетельствует, что темп-ра верхних слоев факела примерно на 300 К выше, чем невозмущённой фотосферы.

Рис. 8. Распределение температуры Т, концентрации нейтрального водорода n и свободных электронов ne в фотосфере и нижней хромосфере (h - высота в км).

Распределение темп-ры и плотности с высотой в фотосфере и нижней хромосфере приведено на рис. 8. Поскольку в факеле приоптической толще 0,1-1 темп-ра несколько выше, чем на тех же уровнях в фотосфере, градиент темп-ры - скорость её уменьшения с высотой - в факеле меньше, чем в фотосфере.