Фотосфера – коротко

Атмосфера Сонця починається на 200-300 км глибше видимого краю сонячного диска. Ці найглибші шари атмосфери називають фотосферою. Оскільки їх товщина складає не більше однієї трьохтисячної частки сонячного радіуса, фотосфери іноді умовно називають поверхнею Сонця. Щільність газів у фотосфері приблизно така ж, як у земній стратосфері, і в сотні разів менше, ніж у поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується від 8000 К на глибині 300 км до 4000 К в самих верхніх шарах. Температура ж того середнього шару, випромінювання якого ми сприймаємо, близько 6000 К. За таких умов майже всі молекули газу розпадаються на окремі атоми. Лише в самих верхніх шарах фотосфери зберігається відносно небагато найпростіших молекул і радикалів типу Н, ОН, СН. Особливу роль у сонячній атмосфері відіграє не зустрічається в земній природі негативний іон водню, який є протон з двома електронами. Це незвичайне поєднання виникає в тонкому зовнішньому, найбільш “холодному” шарі фотосфери при “налипанні” на нейтральні атоми водню негативно заряджених вільних електронів, які поставляються легко іонізуемимі атомами кальцію, натрію, магнію, заліза та інших металів. При виникненні негативні іони водню випромінюють більшу частину видимого світла. Цей же світло іони жадібно поглинають, через що непрозорість атмосфери з глибиною швидко зростає. Тому видимий край Сонця і здається нам дуже різким.

У телескоп з великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери: вся вона здається посипаної дрібними яскравими зернятками – гранулами, розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатом перемішування спливаючих теплих потоків газу і опускаються більш холодних. Різниця температур між ними в зовнішніх шарах порівняно невелика (200-300 К), але глибше, в конвективної зоні, вона більше, і перемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція в зовнішніх шарах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. У кінцевому рахунку саме конвекція в результаті складної взаємодії з сонячними магнітними полями є причиною всіх різноманітних проявів сонячної активності. Магнітні поля беруть участь у всіх процесах на Сонце. Часом в невеликої області сонячної атмосфери виникають концентровані магнітні поля, у кілька тисяч разів сильніші, ніж на Землі. Ионизованного плазма – хороший провідник, вона не може переміщатися поперек ліній магнітної індукції сильного магнітного поля. Тому в таких місцях перемішування і підйом гарячих газів знизу гальмується, і виникає темна область – сонячне пляма. На тлі сліпучої фотосфери воно здається зовсім чорним, хоча насправді яскравість його слабкіше тільки раз на десять. З часом величина і форма плям сильно змінюються. Виникнувши у вигляді ледь помітної точки – пори, пляма поступово збільшує свої розміри до декількох десятків тисяч кілометрів. Великі плями, як правило, складаються з темної частини (ядра) і менш темною – півтіні, структура якої додає плямі вид вихору. Плями бувають оточені яскравими ділянками фотосфери, званими смолоскипами або факельними полями. Фотосфера поступово переходить у більш розріджені зовнішні шари сонячної атмосфери – хромосферу і корону.

Посилання на основну публікацію