27. Солнечная хромосфера

В наружных слоях фотосферы, где плотность уменьшается до значения3×10^-8 г/см3, температура достигает значений ниже 4200 К. В более высоких слоях температура снова начинает возрастать. Сначала происходит медленное возрастание температуры до нескольких десятков тысяч кельвинов, сопровождающееся ионизацией водорода, а затем и гелия. Эта часть солнечной атмосферы называется хромосферой.

Протяжённость хромосферы составляет несколько тысяч км. Хромосфера имеет эмиссионный спектр, состоящий из ярких линий. В спектре хромосферы линии ионизованных элементов сильнее, чем в спектре фотосферы. В спектре хромосферы очень сильны линии гелия. Хромосфера неоднородна. Наиболее мелкие структурные образования в хромосфере называются спикулами. Они имеют продолговатую форму, причем вытянуты преимущественно в радиальном направлении. Длина их составляет несколько тысяч км, а толщина — около 1 000 км. Со скоростями в несколько десятков км/с спикулы поднимаются из хромосферы в корону и растворяются в ней.

28. Акустические колебания Солнца

Акустические (звуковые) волны возникают в фотосфере в результате движения элементов конвекции. В самых верхних слоях конвективной зоны, непосредственно под фотосферой, конвективные движения резко тормозятся и конвекция внезапно прекращается. Т.о., фотосфера снизу постоянно как бы «бомбардируется» конвективными элементами. От этих ударов в ней возникают возмущения, наблюдаемые в виде гранул, а сама она приходит в колебательное движение с периодом, соответствующим частоте собственных колебаний фотосферы (около 5 минут). Эти колебания и возмущения, возникающие в фотосфере, порождают в ней волны, по своей природе близкие к звуковым волнам в воздухе. При распространении вверх, т.е. в слои с меньшей плотностью, эти волны увеличивают свою амплитуду до нескольких километров и превращаются в ударные волны.

29. Солнечная корона

В верхних слоях хромосферы, где плотность газа составляет всего 10^–15 г/см³, происходит еще одно необычайно резкое увеличение температуры, примерно до миллиона кельвинов. Здесь начинается самая внешняя и наиболее разреженная часть атмосферы Солнца, называемая солнечной короной. Яркость солнечной короны в миллион раз меньше, чем фотосферы, и не превышает яркости Луны в полнолуние. Поэтому наблюдать солнечную корону можно во время полной фазы солнечных затмений, а вне затмений — с помощью специальных телескопов (коронографов). Корона не имеет резких очертаний и обладает неправильной формой, сильно меняющейся со временем. Об этом можно судить, сопоставляя её изображения, полученные во время различных затмений. Наиболее яркую часть короны, удалённую от лимба не более, чем на 0,2-0,3 радиуса Солнца, принято называть внутренней короной, а остальную, весьма протяженную часть, — внешней короной. Важной особенностью короны является её лучистая структура. Лучи бывают различной длины вплоть до десятка и более солнечных радиусов. У основания лучи обычно утолщаются, некоторые из них изгибаются в сторону соседних.

Эмиссионные линии солнечной короны принадлежат обычным химическим элементам, но находящимся в очень высоких стадиях ионизации. Наиболее интенсивная — зеленая корональная линия с длиной волны 5303 Å. Другая интенсивная — красная корональная линия (6 374 Å). Солнечная корона представляет собой разреженную плазму с температурой около миллиона кельвинов.

30. Корональные дыры

Рядом с яркими областями свечения короны над пятнами наблюдаются обширные тёмные области, не связанные ни с какими заметными образованиями в видимом диапазоне. Они называются корональными дырами и связаны с участками солнечной атмосферы, в которых магнитные силовые линии не образуют петель и вытянуты радиально далеко от Солнца. Такая «открытая» магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.

31. Активные образования в солнечной атмосфере.

Временами в солнечной атмосфере возникают быстро меняющиеся активные образования, резко отличающиеся от окружающих невозмущенных областей, свойства и структура которых совсем или почти совсем не меняются со временем. Проявление солнечной активности связано с магнитным полем, которое всегда присутствует в активных областях. Наиболее распространёнными проявлениями солнечной активности являются пятна, факелы, флоккулы, протуберанцы

32. Солнечные пятна.

Наиболее известным проявлением солнечной активности являются солнечные пятна, возникающие, как правило, целыми группами. Солнечное пятно появляется в виде крошечной пóры, едва отличающейся от тёмных промежутков между гранулами. Через день пора развивается в круглое тёмное пятно с резкой границей, диаметр которого постепенно увеличивается вплоть до размеров в несколько десятков тысяч км. Иногда возникает несколько мелких пятен в пределах небольшой области, вытянутой параллельно экватору, — группа пятен. Отдельные пятна преимущественно появляются на западном и восточном краях области, где сильнее других развиваются дна пятна — ведущее (западное) и хвостовое (восточное). Магнитные поля обоих главных пятен и примыкающих к ним мелких всегда обладают противоположной полярностью, и поэтому такую группу пятен называют биполярной.