в фотосфере (т.е. несколько глубже) при этом также наблюдается увеличение яркости в белом (видимом) свете - факелы. Увеличение энергии, выделяющейся в области факела и флоккула, является следствием увеличившихся до нескольких десятков экстред напряженности магнитного поля. Затем в солнечной активности наблюдаются солнечные пятна, возникающие через 1-2 дня после появления флоккула в виде маленьких чёрных точек - пор. Многие из них вскоре исчезают, и лишь отдельные поры за 2-3 дня превращаются в крупные тёмные образования. Типичное солнечное пятно имеет размеры в несколько десятков тысяч километров и состоит из тёмной центральной части - тени и волокнистой полутени. Важнейшая особенность пятен - наличие в них сильных магнитных полей, достигающих в области тени наибольшей напряжённости в несколько тысяч экстред. В целом пятно представляет собой выходящую в фотосферу трубку силовых линий магнитного поля, целиком заполняющих одну или несколько ячеек хромосферной сетки (см. Солнечная атмосфера). Верхняя часть трубки расширяется, и силовые линии в ней расходятся, как колосья в снопе. Поэтому вокруг тени магнитные силовые линии принимают направление, близкое к горизонтальному. Полное, суммарное давление в пятне включает в себя давление магнитного поля и уравновешивается давлением окружающей фотосферы, поэтому газовое давление в пятне оказывается меньшим, чем в фотосфере. Магнитное поле как бы расширяет пятно изнутри. Кроме того, магнитное поле подавляет конвективные движения газа, переносящие энергию из глубины вверх. Вследствие этого в области пятна температура оказывается меньше примерно на 1000К.Пятно как бы охлаждённая и скованная магнитным полем яма в солнечной фотосфере. Большей частью пятна возникают целыми группами, в которых, однако, выделяются два больших пятна. Одно, наибольшее, - на западе, а другое, чуть поменьше, - на востоке. Вокруг и между ними часто бывает множество мелких пятен. Такая группа пятен называется биополярной, потому что у обоих больших пятен всегда противоположная полярность магнитного поля. Они как бы связаны с одной и той же трубкой силовых линий магнитного поля, которая в виде гигантской петли вынырнула из-под фотосферы, оставив концы где-то в ненаблюдаемых, глубоких слоях. То пятно, которое соответствует выходу магнитного поля из фотосферы, имеет северную полярность, а то, в области которого силовые линии входят обратно под фотосферу, - южную.
Самое мощное проявление фотосферы - это вспышки. Они происходят в сравнительно небольших областях хромосферы и короны, расположенных над группами солнечных пятен. По своей сути вспышка - это взрыв, вызванный внезапным сжатием солнечной плазмы. Сжатие происходит под давлением магнитного поля и приводит к образованию длинного плазменного жгута или ленты. Длина такого образования составляет десятки и даже сотни тысяч километров. Продолжается вспышка обычно около часа. Хотя детально физические процессы, приводящие к возникновению вспышек, ещё не изучены, ясно, что они имеют электромагнитную природу.
Наиболее грандиозными образованиями в солнечной атмосфере являются протуберанцы - сравнительно плотные облака газов, возникающие в солнечной короне или выбрасываемые в неё из хромосферы. Типичный протуберанец имеет вид гигантской светящейся арки, опирающейся на хромосферу и образованной струями и потоками более плотного и холодного, чем окружающая корона, вещества. Иногда это вещество удерживается прогнувшимся под его тяжестью силовыми линиями магнитного поля, а иногда медленно стекает вдоль магнитных силовых линий. Имеется множество различных типов протуберанцев. Некоторые из них связаны со взрывоподобными выбросами вещества из хромосферы в корону.
Общая активность Солнца, характеризуемая количеством и силой проявления центров солнечной активности, периодически изменяется. Существует множество различных удобных способов оценивать уровень солнечной активности. Обычно пользуются наиболее простым и введённым раньше всех способом - числами Вольфа. Числа Вольфа пропорциональны сумме полного числа пятен, наблюдаемых в данный момент на Солнце, и удесятерённого числа групп, которые они образуют. Период времени, когда количество центров активности наибольшее называют максимумом солнечной активности, а когда их совсем нет или почти совсем нет - минимумом. Максимумы и минимумы чередуются в среднем с периодом 11 лет. Это составляет так называемый 11 5-и 0 летний цикл солнечной активности.
4§. Солнечная корона
1г). Солнечная корона - самые внешние, очень разряженные слои атмосферы Солнца. Во время полной фазы солнечного затмения вокруг диска Луны, который закрывает от наблюдателя яркую фотосферу, внезапно как бы вспыхивает жемчужное сияние. Это на несколько десятков секунд становится видимой солнечная корона. Важной особенностью короны является её лучистая структура. Лучи бывают разной длины, вплоть до десятка и более солнечных радиусов. Общая форма короны меняется с фазами цикла солнечной активности: в годы максимума корона почти сферична, в годы минимума она сильно вытянута вдоль экватора. Корона представляет собой сильно разряжённую высокоионизированную плазму с температурой 1-2 миллиона градусов. Причина столь большого нагрева солнечной короны связана с волновыми движениями, возникающими в конвективной зоне Солнца. Цвет короны почти совпадает со светом излучения всего Солнца. Это связано с тем, что свободные электроны, находящиеся в короне, и возникающие в результате сильной ионизации газов, рассеивают излучение, приходящее от фотосферы. Из-за огромной температуры частицы движутся так быстро, что при столкновениях от атомов отлетают электроны, которые начинают двигаться как свободные частицы. В результате этого лёгкие элементы полностью теряют все свои электроны, так что в короне практически нет атомов водорода или гелия, а есть только протоны и альфа-частицы. Тяжелые элементы теряют до 10-15 внешних электронов. По этой причине в солнечной короне наблюдаются необычные спектральные линии, которые долгое время не удавалось отождествить с известными химическими элементами. Горячая плазма сильно излучает и поглощает радиоволны. Поэтому наблюдаемое солнечное радиоизлучение на метровых и дециметровых волнах возникает в солнечной короне. Иногда в солнечной короне наблюдаются области пониженного свечения. Их называют корональными дырами. Особенно хорошо эти дыры заметны по снимкам в рентгеновских лучах.
5§. Диаметр Солнца
Диаметр Солнца. Точные измерения показывают, что диаметр Солнца не постоянная величина. Около пятнадцати лет назад астрономы обнаружили, что Солнце худеет и полнеет на несколько километров каждые 2 часа 40 минут, причем этот период сохраняется строго постоянным. С периодом 2 часа 40 минут на доли процента меняется и светимость Солнца, то есть излучаемая им энергия. Указания на то, что диаметр Солнца испытывает еще и очень медленные колебания со значительным размахом, были получены путём анализа результатов астрономических наблюдений многолетней давности. Точные измерения продолжительности солнечных затмений, а также прохождения Меркурия и Венеры по диску Солнца показали, что в XVII веке диаметр Солнца превышал нынешний примерно на 2000 км, то есть на 0,1%.
Литература.
1. Энцеклопедический словарь юного астронома, М.:Педагогика,1980 г.
2. Астрономия:Учеб.для 11 кл.сред.шк., М:Провсещение,1990 г.
3. Клушанцев П.В. «Одиноки ли мы во вселенной?»:Дет.лит.,1981г.
4. Эврика-89 ,М:Мол.гвардия,1991 г.
5. Поиски жизни в Солнечной системе: Пер.с англ. М.:Мир,1988 г.