Когда мы наблюдаем солнечный летний пейзаж, нам кажется, что вся картина будто залита светом. Однако если посмотреть на солнце при помощи специальных приборов, то мы обнаружим, что вся поверхность его напоминает гигантское море, где бушуют огненные волны и перемещаются пятна. Каковы же основные составляющие солнечной атмосферы? Какие процессы происходят внутри нашей звезды и какие вещества входят в ее состав?

Общие данные

Солнце - это небесное тело, являющееся звездой, причем единственной в Солнечной системе. Вокруг него вращаются планеты, астероиды, спутники и другие космические объекты. Химический состав Солнца примерно одинаков в любой его точке. Однако он существенно изменяется по мере приближения к центру звезды, где находится его ядро. Ученые обнаружили, что солнечная атмосфера делится на несколько слоев.

Какие химические элементы входят в состав Солнца

Не всегда человечество располагало теми данными о Солнце, которые сегодня имеет наука. Когда-то сторонники религиозного мировоззрения утверждали, что мир невозможно познать. И в качестве подтверждения своих идей они приводили тот факт, что человеку не дано узнать, каков химический состав Солнца. Однако прогресс в науке убедительно доказал ошибочность таких взглядов. Особенно продвинулись ученые в деле исследования звезды после изобретения спектроскопа. Химический состав Солнца и звезд ученые изучают при помощи спектрального анализа. Так, они выяснили, что состав нашей звезды весьма разнообразен. В 1942 году исследователи обнаружили, что на Солнце присутствует даже золото, хотя его и не так много.

Другие вещества

Главным образом в химический состав Солнца входят такие элементы, как водород и гелий. Их преобладание характеризует газообразную природу нашей звезды. Содержание других элементов, например, магния, кислорода, азота, железа, кальция незначительно.

При помощи спектрального анализа исследователи выяснили, каких веществ точно нет на поверхности этой звезды. Например, хлора, ртути и бора. Однако ученые предполагают, что эти вещества, помимо основных химических элементов, входящих в состав Солнца, могут находиться в его ядре. Практически на 42% наша звезда состоит из водорода. Примерно 23% приходится на все металлы, которые есть в составе Солнца.

Как и большинство параметров других небесных тел, характеристики нашей звезды рассчитываются лишь теоретически при помощи вычислительной техники. В качестве исходных данных служат такие показатели, как радиус звезды, масса и ее температура. В настоящее время ученые определили, что химический состав Солнца представлен 69 элементами. Большую роль в этих исследованиях играет спектральный анализ. Например, благодаря ему был установлен состав атмосферы нашей звезды. Также была обнаружена интересная закономерность: набор химических элементов в составе Солнца удивительно похож на состав каменных метеоритов. Этот факт - важное свидетельство в пользу того, что эти небесные тела имеют общее происхождение.

Огненный венец

Представляет собой слой сильно разреженной плазмы. Температура ее достигает 2 млн кельвинов, а плотность вещества превосходит плотность земной атмосферы в сотни миллионов раз. Здесь атомы не могут быть в нейтральном состоянии, они постоянно сталкиваются и ионизируются. Корона является мощным источником ультрафиолетового излучения. Вся наша планетная система подвержена воздействию солнечного ветра. Его изначальная скорость равна практически 1 тыс км/сек, однако по мере удаления от звезды она постепенно уменьшается. Скорость солнечного ветра у поверхности земли равна приблизительно 400 км/сек.

Общие представления о короне

Солнечный венец иногда называют атмосферой. Однако он является лишь ее внешней частью. Проще всего корону наблюдать во время полного затмения. Тем не менее зарисовать ее будет очень трудно, ведь затмение длится всего лишь несколько минут. Когда же была изобретена фотография, астрономы смогли получить объективное представление о солнечной короне.

Уже после того как были сделаны первые снимки, исследователям удалось обнаружить области, которые связаны с повышенной активностью звезды. Корона Солнца имеет лучистую структуру. Она является не только самой горячей частью его атмосферы, но и по отношению к нашей планете находится ближе всего. Фактически, мы постоянно находимся в ее пределах, ведь солнечный ветер проникает в самые отдаленные уголки солнечной системы. Однако от ее радиационного воздействия мы защищены земной атмосферой.

Ядро, хромосфера и фотосфера

Центральная часть нашей звезды называется ядром. Его радиус равен примерно четверти общего радиуса Солнца. Вещество внутри ядра очень сжато. Ближе к поверхности звезды находится так называемая конвективная зона, где происходит движение вещества, порождающее магнитное поле. Наконец, видимая поверхность Солнца называется фотосферой. Она представляет собой слой толщиной более 300 км. Именно из фотосферы на Землю приходит солнечное излучение. Температура ее достигает приблизительно 4800 кельвинов. Водород здесь сохраняется практически в нейтральном состоянии. Над фотосферой расположена хромосфера. Ее толщина составляет порядка 3 тыс. км. Хотя хромосфера и корона Солнца находятся над фотосферой, четких границ между этими слоями ученые не проводят.

Протуберанцы

Хромосфера имеет очень низкую плотность и по силе излучения уступает солнечной короне. Однако здесь можно наблюдать интересное явление: гигантские языки пламени, высота которых составляет несколько тысяч километров. Они носят название солнечных протуберанцев. Иногда протуберанцы поднимаются на высоту до миллиона километров над поверхностью звезды.

Исследования

Протуберанцам свойственны те же показатели плотности, что и хромосфере. Однако они располагаются непосредственно над ней и окружаются ее разреженными слоями. Впервые в истории астрономии протуберанцы наблюдались исследователем из Франции Пьером Жансеном и его английским коллегой Джозефом Локьером в 1868 г. Их спектр включает в себя несколько ярких линий. Химический состав Солнца и протуберанцев очень схож. Главным образом в нем представлен водород, гелий и кальций, а присутствие других элементов незначительно.

Некоторые протуберанцы, просуществовав определенный промежуток времени без видимых изменений, внезапно взрываются. Их вещество с гигантской скоростью, достигающей нескольких километров в секунду, выбрасывается в близлежащее космическое пространство. Внешний вид хромосферы часто меняется, что свидетельствует о различных процессах, происходящих на поверхности Солнца, в том числе и о движении газов.

В областях звезды с повышенной активностью можно наблюдать не только протуберанцы, но и пятна, а также усиление магнитных полей. Иногда при помощи специальной аппаратуры на Солнце обнаруживаются вспышки особенно плотных газов, температура которых может достигать огромных величин.

Хромосферные вспышки

Иногда радиоизлучение нашей звезды увеличивается в сотни тысяч раз. Такое явление называют хромосферной вспышкой. Оно сопровождается образованием пятен на поверхности Солнца. Сначала вспышки были замечены в виде повышения яркости хромосферы, однако впоследствии оказалось, что они представляют собой целый комплекс различных явлений: резкого повышения радиоизлучения (рентгеновского и гамма-излучения), выброса массы из короны, протонных вспышек.

Делаем выводы

Итак, мы выяснили, что химический состав Солнца представлен большей частью двумя веществами: водородом и гелием. Конечно, есть и другие элементы, но их процент невысок. Кроме того, ученые не обнаружили никаких новых химических веществ, которые бы входили в состав звезды и при этом отсутствовали бы на Земле. В солнечной фотосфере происходит формирование видимого излучения. Оно в свою очередь имеет колоссальное значение для поддержания жизни на нашей планете.

Солнце является раскаленным телом, которое непрерывно испускает Его поверхность окружена облаком газов. Их температура не настолько высока, как у газов внутри звезды, однако и она впечатляет. Спектральный анализ позволяет на расстоянии узнать, каков химический состав Солнца и звезд. А поскольку спектры многих звезд очень похожи на спектры Солнца, это означает, что их состав примерно одинаков.

Сегодня процессы, происходящие на поверхности и внутри главного светила нашей планетарной системы, включая исследование его химического состава, изучаются астрономами в специальных солнечных обсерваториях.

Атмосфера

Земная атмосфера - это воздух, которым мы дышим, привычная нам газовая оболочка Земли. Такие оболочки есть и у других планет. Звёзды целиком состоят из газа, но их внешние слои также именуют атмосферой. При этом внешними считаются те слои, откуда хотя бы часть излучения может беспрепятственно, не поглощаясь вышележащими слоями, уйти в окружающее пространство.

Фотосфера

Фотосфера Солнца начинается на 200-300 км глубже видимого края солнечного диска. Эти самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.

Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли. Температура фотосферы уменьшается от 8000 К на глубине 300 км до 4000 К в самых верхних слоях. Температура же того среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К.

При таких условиях почти все молекулы газа распадаются на отдельные атомы. Лишь в самых верхних слоях фотосферы сохраняется относительно немного простейших молекул и радикалов типа Н 2 , ОН, СН.

Особую роль в солнечной атмосфере играет не встречающийся в I земной природе отрицательный ион водорода, который представляет собой протон с двумя электронами. Это необычное соединение возникает в тонком внешнем, наиболее “холодном” слое фотосферы при “налипании” на нейтральные атомы водорода отрицательно заряженных свободных электронов, которые доставляются легко ионизуемыми атомами кальция, натрия, магния, железа и других металлов. При возникновении отрицательные ионы водорода излучают большую часть видимого света. Этот же свет ионы жадно поглощают, из-за чего непрозрачность атмосферы с глубиной быстро растёт. Поэтому видимый край Солнца и кажется нам очень резким.

Почти все наши знания о Солнце основаны на изучении его спектра - Узенькой разноцветной полоски, имеющей ту же природу, что и радуга. Впервые, поставив призму на пути солнечного луча, такую полоску получил Ньютон и воскликнул:

“Спектрум!” (лат. spectrum - “видение”). Позже в спектре Солнца заметили тёмные линии и сочли их границами цветов. В 1815 г. немецкий физик Йозеф Фраунгофер дал первое подробное описание таких линий в солнечном спектре, и их стали называть его именем. Оказалось, что фраунгоферовы линии соответствуют эким участкам спектра, которые сильно поглощаются атомами различных веществ (см. статью “Анализ Видимого света”). В телескоп с большим увеличением можно наблюдать тонкие детали фотосферы: вся она кажется усыпанной мелкими яркими зёрнышками - гранулами, разделёнными сетью узких тёмных дорожек. Грануляция является результатом перемешивания всплывающих более тёплых потоков газа и опускающихся более холодных. Разность температур между ними в наружных слоях сравнительно невелика (200-300 К), но глубже, в конвективной зоне, она больше, и перемешивание происходит значительно интенсивнее. Конвекция во внешних слоях Солнца играет огромную роль, определяя общую структуру атмосферы.

В конечном счёте именно конвекция в результате сложного взаимодействия с солнечными магнитными полями является причиной всех многообразных проявлений солнечной активности. Магнитные поля участвуют во всех процессах на Солнце. Временами в небольшой области солнечной атмосферы возникают концентрированные магнитные поля, в несколько раз более сильные, чем на Земле. Ионизованная плазма - хороший проводник, она не может перемешиваться поперёк линий магнитной индукции сильного магнитного поля. Поэтому в таких местах перемешивание и подъём горячих газов снизу тормозится, и возникает тёмная область - солнечное пятно. На фоне ослепительной фотосферы оно кажется совсем чёрным, хотя в действительности яркость его слабее только раз в десять.

С течением времени величина и форма пятен сильно меняются. Возникнув в виде едва заметной точки - поры, пятно постепенно увеличивает свои размеры до нескольких десятков тысяч километров. Крупные пятна как правило, состоят из тёмной части (ядра) и менее тёмной - полутени, структура которой придаёт пятну вид вихря. Пятна бывают окружены более яркими участками фотосферы, называемыми факелами или факельными полями.

Фотосфера постепенно переходит в более разреженные внешние слои солнечной атмосферы - хромосферу и корону.

Хромосфера

Хромосфера (греч. “сфера цвета”) названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. Она видна во время полных солнечных затмений как клочковатое яркое кольцо вокруг чёрного диска Луны, только что затмившего Солнце. Хромосфера весьма неоднородна и состоит в основном из продолговатых вытянутых язычков (спикул), придающих ей вид горящей травы. Температура этих хромосферных струй в два-три раза выше, чем в фотосфере, а плотность в сотни тысяч раз меньше. Общая протяжённость хромосферы 10- 15 тыс. километров.

Рост температуры в хромосфере объясняется распространением волн и магнитных полей, проникающих в неё из конвективной зоны. Вещество нагревается примерно так же, как если бы это происходило в гигантской микроволновой печи. Скорости тепловых движений частиц возрастают, учащаются столкновения между ними, и атомы теряют свои внешние электроны: вещество становится горячей ионизованной плазмой. Эти же физические процессы поддерживают и необычайно высокую температуру самых внешних слоев солнечной атмосферы, которые расположены выше хромосферы.

Часто во время затмений (а при помощи специальных спектральных приборов - и не дожидаясь затмений) над поверхностью Солнца можно наблюдать причудливой формы “фонтаны”, “облака”, “воронки”, “кусты”, “арки” и прочие ярко светящиеся образования из хромосферного вещества. Они бывают неподвижными или медленно изменяющимися, окружёнными плавными изогнутыми струями, которые стекают в хромосферу или вытекают из неё, поднимаясь на десятки и сотни тысяч километров. Это самые грандиозные образования солнечной атмосферы - протуберанцы. При наблюдении в красной спектральной линии, излучаемой атомами водорода, они кажутся на фоне солнечного диска тёмными, длинными и изогнутыми волокнами.

Протуберанцы имеют примерно ту же плотность и температуру, что и Хромосфера. Но они находятся над ней и окружены более высокими, сильно разреженными верхними слоями солнечной атмосферы. Протуберанцы не падают в хромосферу потому, что их вещество поддерживается магнитными полями активных областей Солнца.

Впервые спектр протуберанца вне затмения наблюдали французский астроном Пьер Жансен и его английский коллега Джозеф Локьер в 1868 г. Щель спектроскопа располагают так, чтобы она пересекала край Солнца, и если вблизи него находится протуберанец, то можно заметить спектр его излучения. Направляя щель на различные участки протуберанца или хромосферы, можно изучить их по частям. Спектр протуберанцев, как и хромосферы, состоит из ярких линий, главным образом водорода, гелия и кальция. Линии излучения других химических элементов тоже присутствуют, но они намного слабее.

Некоторые протуберанцы, пробыв долгое время без заметных изменений, внезапно как бы взрываются, и вещество их со скоростью в сотни километров в секунду выбрасывается в межпланетное пространство. Вид хромосферы также часто меняется, что указывает на непрерывное движение составляющих её газов.

Иногда нечто похожее на взрывы происходит в очень небольших по размеру областях атмосферы Солнца. Это так называемые хромосферные вспышки. Они длятся обычно несколько десятков минут. Во время вспышек в спектральных линиях водорода, гелия, ионизованного кальция и некоторых других элементов свечение отдельного участка хромосферы внезапно увеличивается в десятки раз. Особенно сильно возрастает ультрафиолетовое и рентгеновское излучение: порой его мощность в несколько раз превышает общую мощность излучения Солнца в этой коротковолновой области спектра до вспышки.

Пятна, факелы, протуберанцы, хромосферные вспышки - всё это проявления солнечной активности. С повышением активности число этих образований на Солнце становится больше.

Корона

В отличие от фотосферы и хромосферы самая внешняя часть атмосферы Солнца - корона - обладает огромной протяжённостью: она простирается на миллионы километров, что соответствует нескольким солнечным радиусам, а её слабое продолжение уходит ещё дальше.

Плотность вещества в солнечной короне убывает с высотой значительно медленнее, чем плотность воздуха в земной атмосфере. Уменьшение плотности воздуха при подъёме вверх определяется притяжением Земли. На поверхности Солнца сила тяжести значительно больше, и, казалось бы его атмосфера не должна быть высокой. В действительности она необычайно обширна. Следовательно, имеются какие-то силы, действующие против притяжения Солнца. Эти силы связаны с огромными скоростями движения атомов и электронов в короне, разогретой до температуры 1 - 2 млн градусов!

Корону лучше всего наблюдать во время полной фазы солнечного затмения. Правда, за те несколько минут, что она длится, очень трудно зарисовать не только отдельные детали, но даже общий вид короны. Глаз наблюдателя едва лишь начинает привыкать к внезапно наступившим сумеркам, а появившийся из-за края Луны яркий луч Солнца уже возвещает о конце затмения. Поэтому часто зарисовки короны, выполненные опытными наблюдателями во время одного и того же затмения, сильно различались. Не удавалось даже точно определить её цвет.

Изобретение фотографии дало астрономам объективный и документальный метод исследования. Однако получить хороший снимок короны тоже нелегко. Дело в том, что ближайшая к Солнцу её часть, так называемая внутренняя корона, сравнительно яркая, в то время как далеко простирающаяся внешняя корона представляется очень бледным сиянием. Поэтому если на фотографиях хорошо видна внешняя корона, то внутренняя оказывается передержанной, а на снимках, где просматриваются детали внутренней короны, внешняя совершенно незаметна. Чтобы преодолеть эту трудность, во время затмения обычно стараются получить сразу несколько снимков короны - с большими и маленькими выдержками. Или же корону фотографируют, помещая перед фотопластиной специальный “радиальный” фильтр, ослабляющий кольцевые зоны ярких внутренних частей короны. На такихснимках её структуру можно проследить до расстояний во много солнечных радиусов.

Спектральный анализ солнечных лучей показал, что больше всего в нашей звезде водорода (73% от массы звезды) и гелия (25%). На остальные элементы (железо, кислород, никель, азот, кремний, сера, углерод, магний, неон, хром, кальций, натрий) приходится всего 2%. Все вещества, обнаруженные на Солнце, есть и на Земле, и на других планетах, что говорит об их едином происхождении. Средняя плотность вещества Солнца - 1,4 г/см3.

Как изучают Солнце

Солнце - это « » с множеством слоев, имеющих разный состав и плотность, в них проходят разные процессы. В привычном человеческому глазу спектре наблюдение звезды невозможно, однако в настоящее время созданы , телескопы, радиотелескопы и прочие приборы, фиксирующие ультрафиолетовое, инфракрасное, рентгеновское излучения Солнца. С Земли наиболее эффективным является наблюдение во время солнечного затмения. В этот короткий период астрономы во всем мире изучают корону, протуберанцы, хромосферу и различные явления, происходящие на единственной доступной для такого подробного изучения звезде.

Структура Солнца

Корона - внешняя оболочка Солнца. У нее очень низкая плотность, из-за этого ее видно только во время затмения. Толщина внешней атмосферы неравномерна, поэтому время от времени в ней появляются дыры. Через эти дыры в космос со скоростью 300-1200 м/с устремляется солнечный ветер - мощный поток энергии, который на земле становится причиной северных сияний и магнитных бурь.

Хромосфера - слой газов, достигающий толщины 16 тыс. км. В ней происходит конвекция раскаленных газов, которые, от поверхности нижнего слоя (фотосферы), вновь опускаются назад. Именно они «прожигают» корону и образуют потоки солнечного ветра длиной до 150 тыс. км.

Фотосфера - это плотный непрозрачный слой толщиной 500-1 500 км, в котором происходят сильнейшие огненные бури диаметром до 1 тыс. км. Температура газов фотосферы - 6 000 оС. Они поглощают энергию из нижележащего слоя и выделяют ее в виде тепла и света. Структура фотосферы напоминает гранулы. Разрывы в слое воспринимаются, как пятна на Солнце.

Конвективная зона толщиной 125-200 тыс. км - солнечная оболочка, в которой газы постоянно обмениваются энергией с радиационной зоной, нагреваясь, поднимаются к фотосфере и, охлаждаясь, вновь спускаются вниз за новой порцией энергии.

Радиационная зона имеет толщину 500 тыс. км и очень высокую плотность. Здесь вещество подвергается бомбардировке гамма-лучами, которые преобразуются в менее радиоактивные ультрафиолетовые (UV) и рентгеновские (X) лучи.

Кора, или ядро, - солнечный «котел», где постоянно происходят протон-протонные термоядерные реакции, благодаря которым звезда и получает энергию. Атомы водорода превращаются в гелий при температуре 14 х 10 в оС. Здесь титаническое давление - триллион кг на каждый кубический см. Ежесекундно здесь превращается 4,26 млн тонн водорода в гелий.

Наблюдения и теории позволяют построить следующую модель Солнца (рис. 5.3).

Самый внутренний слой называется солнечным ядром . В этом слое вблизи центра Солнца температура достигает 15 млн К , давление - сотни миллиардов атмосфер, а плотность вещества составляет около 150 г/см 3 . В этих условиях отдельные атомы движутся с огромными скоростями, достигающими, например, для водорода, сотен километров в секунду. Поскольку плотность вещества очень велика, весьма часто происходят атомные столкновения. Некоторые из таких столкновений приводят к тесным сближениям атомных ядер, необходимым для возникновения ядерных реакций .

Рис. 5.3. Схематический разрез Солнца и его атмосферы.

В недрах Солнца существенную роль играют две ядерные реакции. В результате одной из них, схематически изображенной на рис. 5.4, из четырех атомов водорода образуется один атом гелия. На промежуточных стадиях реакции образуются ядра тяжелого водорода (дейтерия) и ядра изотопаНе 3 . Эта реакция называется протон-протонной.

Другая реакция в условиях Солнца играет значительно меньшую роль. В конечном счете она также приводит к образованию ядра гелия из четырех протонов. Процесс сложнее и может протекать только при наличии углерода, ядра которого вступают в реакцию на первых ее этапах и выделяются на последних. Таким образом, углерод является катализатором, почему и вся реакция носит названия углеродного цикла.

При обычных столкновениях сближению одинаково заряженных частиц препятствует электростатическое отталкивание (кулоновский барьер). Именно для его преодоления частицы должны иметь огромные энергии, т.е. температура вещества должна быть очень высокой. Поэтому описанные ядерные реакции называют термоядерными . Термоядерные реакции являются источником энергии, излучаемой Солнцем в мировое пространство.

Так как наибольшие температуры и давление создаются в самых глубоких слоях Солнца, ядерные реакции и сопровождающее их энерговыделение наиболее интенсивно происходит в самом центре Солнца. Только здесь наряду с протон-протонной реакцией большую роль играет углеродный цикл. По мере удаления от центра Солнца температура и давление становятся меньше, выделение энергии за счет углеродного цикла быстро прекращается и вплоть до расстояния около 0,2-0,3

Рис. 5.4. Схема основного варианта протон-протонной реакции: 6 H 1 ® 2 D 2 + 2 H 1 ® 2 He 3 ® He 4 + 2 H 1 ; здесь H 1 - протон, D 2 - ядро дейтерия, He 3 и He 4 - изотопы гелия, e + - позитрон, n - нейтрино.

радиуса от центра существенной остается только протон-протонная реакция. На расстоянии от центра больше 0,3 радиуса температура становится меньше 5 млн К , существенно падает и плотность. В этих условиях ядерные реакции практически не происходят. Эти слои только передают наружу излучение, выделившееся на большей глубине в виде гамма-квантов, которые поглощаются и переизлучаются отдельными атомами.

Та часть Солнца, в которой выделение энергии за счет ядерных реакций несущественно и происходит процесс переноса энергии путем поглощения излучения и последующего переизлучения, называется зоной лучистого равновесия или зоной лучистой передачи энергии . Она занимает область примерно от 0,3 до 0,7 r ¤ от центра Солнца. Выше этого уровня в переносе энергии

начинает принимать участие само вещество, и непосредственно под наблюдаемыми внешними слоями Солнца, на протяжении около 0,3 его радиуса, образуется конвективная зона , в которой энергия переносится конвекцией.

Наконец, самые внешние слои Солнца, излучение которых можно наблюдать, называются солнечной атмосферой ;в основном она состоит из трех слоев, называемых фотосферой, хромосферой и короной.

Фотосферой называются те слои солнечной атмосферы, в которых образуется видимое излучение, имеющее непрерывный спектр. Таким образом, она излучает практически всю приходящую к нам солнечную энергию. Фотосфера видна при непосредственном наблюдении Солнца в белом свете в виде кажущейся его поверхности. Первое, что бросается в глаза во время таких наблюдений, - плавное потемнение солнечного диска к краю.

Толщина фотосферы составляет около 300 км . Плотность вещества на нижней границе фотосферы 5∙10 –7 г/см 3 , тогда как на верхней границе она в тысячу раз меньше.

На поверхности Солнца можно разглядеть много деталей. Вся фотосфера Солнца состоит из светлых зернышек, пузырьков. Эти зернышки называются гранулами . Размеры гранул невелики, 1000–2000 км , расстояние между ними - 300–600 км . На Солнце наблюдается одновременно около миллиона гранул. Каждая гранула существует несколько минут. Гранулы окружены темными промежутками, как бы сотами. В гранулах вещество поднимается, а вокруг них – опускается. Грануляция - проявление конвекции в более глубоких слоях Солнца.

Гранулы создают общий фон, на котором можно наблюдать несравненно более масштабные образования, такие, как факелы и солнечные пятна .

Впервые пятна на Солнце в телескоп наблюдал Галилей в 1610 году. Пятна на Солнце- очевидный признак его активности (рис. 5.5). Это более холодные области фотосферы. Температура пятен около 3500 К, поэтому на ярком фоне фотосферы (с температурой около 6000 К) они кажутся темнее. Образование пятен связано с магнитным полем Солнца. Небольшие пятна имеют в поперечнике несколько тысяч километров. Размеры крупных пятен достигают 100 000 км; такие пятна существуют около месяца. Солнечные пятна имеют внутреннюю структуру: более темную центральную часть - ядро - и окружающую ее полутень . Солнечные пятна часто образуют группы, которые могут занимать значительную площадь на солнечном диске.

Пятна на Солнце часто бывают окружены светлыми зонами, называемыми факелами . Они горячее атмосферы примерно на 2000 К и имеют ячеистую структуру (величина каждой ячейки – около 30 тысяч километров). Часто встречаются факельные поля, внутри которых пятен нет.

Хромосфера Солнца (рис. 5.6) видна только в моменты полных солнечных затмений. Луна полностью закрывает фотосферу, и хромосфера вспыхивает, как небольшое кольцо ярко-красного цвета, окруженное жемчужно-белой короной. Хромосфера получила свое название именно из-за этого явления (греч. «окрашенная сфера»).

Размеры хромосферы 10–15 тысяч километров, а плотность вещества в сотни тысяч раз меньше,

чем в фотосфере. Температура в хромосфере быстро растет, достигая в верхних ее слоях десятков тысяч градусов. Рост температуры объясняется воздействием магнитных полей и волн, проникающих в хромосферу из зоны конвективных движений. Здесь нагрев происходит, как в микроволновой печи, только гигантских размеров.

На краю хромосферы наблюдаются выступающие язычки пламени – хромосферные спикулы , представляющие собою вытянутые столбики из уплотненного газа. Температура этих струй выше, чем температура фотосферы.

Часто, особенно когда на Солнце имеются большие группы пятен, в хромосфере возникают вспышки . Они похожи на огромные взрывы, длящиеся всего лишь несколько минут. За несколько минут в маленькой области высвобождается энергия порядка 100 000 миллиардов кВт/час : столько же тепла поступает от Солнца на Землю в год! При этом излучение резко возрастает не только в видимой области спектра, но и в ультрафиолете, и в рентгеновской области спектра, увеличивается поток космических лучей. Вспышки вызывают изменения в магнитном поле Земли и могут даже повредить системы электроснабжения. Причины вспышек пока еще плохо изучены; по-видимому, они вызываются резким изменением магнитного поля в хромосфере.

Самая внешняя, самая разреженная и самая горячая часть солнечной атмосферы ¾ корона . Она прослеживается от солнечного лимба до расстояний в десятки солнечных радиусов. Несмотря на сильное гравитационное поле Солнца, это возможно благодаря огромным скоростям движения частиц, составляющих корону. Корона имеет температуру около миллиона градусов и состоит из высокоионизированного газа. Возможно, причиной такой высокой температуры являются поверхностные выбросы солнечного вещества в виде петель и арок. Миллионы колоссальных фонтанов переносят в корону вещество, нагретое в глубинных слоях Солнца.

Яркость короны в миллионы раз меньше, чем фотосферы, поэтому корону можно видеть только во время полного солнечного затмения, либо с помощью коронографа. Наиболее яркую ее часть принято называть внутренней короной . Она удалена от поверхности Солнца на расстояние не более одного радиуса. Внешняя корона Солнца имеет протяженные границы.

Важной особенностью короны является ее лучистая структура. Корональные лучи имеют самую разнообразную форму (рис. 5.7). В эпоху минимума солнечной активности корона имеет округлую форму, она как бы «причесана». В эпоху максимума корональные лучи раскинуты во все стороны.

Наиболее грандиозными солнечными образованиями являются протуберанцы ¾ выбросы солнечного вещества. Плотность и температура протуберанцев такая же, как и вещества хромосферы, но на фоне горячей короны протуберанцы – холодные и плотные образования. Температура протуберанцев около 20 000 К. Некоторые из них существуют в короне несколько месяцев, другие, появляющиеся рядом с пятнами, быстро движутся со скоростями около 100 км/с и существуют несколько недель. Размеры протуберанцев могут быть разными. Типичный протуберанец имеет высоту около 40 000 км и ширину около 200 000 км. Зарегистрированы и рекордсмены среди протуберанцев, их размеры превышали 3 000 000 км.

После семнадцатилетних наблюдений Генрих Швабе установил, что количество пятен на Солнце с течением времени меняется. В годы минимума пятен на поверхности Солнца может не быть совсем, в годы максимума их число измеряется десятками. Максимумы и минимумы чередуются в среднем каждые 11 лет (от 7 до 17 лет), последний максимум солнечной активности был в 2000 году. Возможно, существуют и более длительные циклы солнечной активности . В начале ХХ века Д. Хейл обнаружил, что магнитные полярности первых, ведущих, пятен и хвостовых пятен в северном и южном полушариях Солнца противоположны и меняются полюсами в каждом новом цикле. Поэтому полный цикл солнечной активности происходит в течение 22 лет.

Цикл активности солнечных пятен имеет прямое отношение к земному климату. У некоторых деревьев толщина колец имеет одиннадцатилетний цикл. В конце XVII – начале XVIII века, когда пятен практически не было, в Европе стояла очень холодная погода.

В начале XX века Александр Чижевский после многолетних статистических исследований доказал зависимость количества событий в общественной жизни на Земле от активности Солнца. Выяснилось, что в годы максимумов солнечной активности на Земле увеличивается количество революций и войн, усиливается политическая активность населения. Максимумы солнечной активности также провоцируют развитие многих болезней: в частности, усиливается вероятность эпидемий.