Диаметр самого большого из наблюдавшихся пятен — 100 тыс. км. Установлено, что пятна — это места выхода в солнечную атмосферу сильного магнитного поля. Там, где поле сильнее, температура падает. Пятна холоднее окружающего их вещества, а следовательно, менее яркие. Вот почему на общем фоне они выглядят тёмными. Практически всегда пятна окружены светлыми ажурными полями, которые называют факелами или факельными полями. Особенно отчетливо они видны на краю солнечного диска и кажутся набором ярких волокон, образующих ячейки размером около 30 тыс. км. По-видимому, факелы тоже являются местами выхода магнитного поля в наружные слои Солнца, но это поле слабее, чем в пятнах.
Пятна и факелы вместе образуют активные области. Именно там происходят солнечные вспышки, и над ними в верхних слоях солнечной атмосферы висят протуберанцы. Все сложные процессы, происходящие в активных областях на Солнце, связаны с изменчивостью породившего их магнитного поля.
Как изучают Солнце?
Основным инструментом астронома, который наблюдает Солнце, является телескоп. И хотя принцип действия всех телескопов общий, для каждой области астрономии разработаны свои модификации этого прибора. По небосводу Солнце движется лишь в ограниченной области, внутри полосы шириной около 47°. Поэтому солнечному телескопу не нужна монтировка для наведения в любую точку неба. Его устанавливают неподвижно, а солнечные лучи направляются подвижной системой зеркал — целостатом.
Бывают горизонтальные и вертикальные (башенные) солнечные телескопы. Горизонтальный телескоп построить легче, так как все его детали находятся на горизонтальной оси. Но у него есть один существенный недостаток: Солнце даёт много тепла и воздух внутри телескопа сильно нагревается. Нагретый воздух движется вверх, более холодный — вниз. Эти встречные потоки делают изображение дрожащим и нерезким. Поэтому крупные солнечные телескопы имеют вертикальную конструкцию. В них потоки воздуха движутся почти параллельно лучам света и меньше влияют на изображение.
Обычные солнечные телескопы предназначены в основном для наблюдения фотосферы. Чтобы наблюдать самые внешние и сильно разреженные слои солнечной атмосферы — солнечную корону, пользуются специальным инструментом — коронографом. Изобрёл его французский астроном Бернар Лио в 1930 г.
В обычных условиях солнечную корону увидеть нельзя, так как свет от неё в 10 тыс. раз слабее света дневного неба вблизи Солнца. Л/Южно воспользоваться моментами полных солнечных затмений, когда диск Солнца закрыт Луной. Но затмения бывают редко, видны в узкой полосе, а продолжительность полной фазы затмения не превышает 7 мин. Коронограф же позволяет наблюдать корону вне затмения, а чтобы удалить свет от солнечного диска, в фокусе объектива коронографа установлена искусственная «луна».
Коронографы обычно устанавливают высоко в горах, где воздух прозрачнее и небо темнее. Но и там солнечная корона всё же слабее, чем ореол неба вокруг Солнца. Поэтому её можно наблюдать только в узком диапазоне спектра, в спектральных линиях излучения короны. Для этого используют специальный фильтр или спектрограф. Это самый важный вспомогательный прибор для астрофизических исследований. Многие солнечные телескопы служат лишь для того, чтобы направлять пучок солнечного света в спектрограф. Основными его элементами являются: щель для ограничения поступающего света; коллиматор (линза или зеркало), который делает параллельным пучок лучей; дифракционная решётка для разложения белого света в спектр и фотокамера или иной детектор изображения.
Яркость Солнца велика, и оно, в отличие от всех остальных звёзд, расположено очень близко к Земле. Поэтому у астрономов нет необходимости собирать всё приходящее излучение, а основной задачей для солнечных телескопов является получение как можно большего масштаба изображения. Крупнейший инструмент для наблюдений Солнца с зеркалом 1,6 м находится в обсерватории Китт Пик, имеет фокусное расстояние 82,6 м и даёт изображение нашего светила диаметром 82 см. А лучшие фотографии Солнца позволяют увидеть детали на его поверхности размером около 100 км.
Внутреннее строение Солнца
Солнце — огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. В центральной части Солнца находится источник его энергии — та «печка», которая нагревает его и не даёт ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. Кельвинов, происходит выделение энергии в результате слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых.
Ядро имеет радиус не более четверти общего радиуса Солнца. Однако в его объёме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца.
Вокруг ядра — зона лучистого переноса энергии, она распространяется путём поглощения и излучения веществом порций света — квантов. Плотность, температура и давление уменьшаются по мере удаления от ядра, и в этом же направлении идёт поток энергии. В целом процесс этот крайне медленный. Чтобы квантам добраться от центра Солнца до фотосферы, необходимы многие тысячи лет: ведь, переизлучаясь, кванты всё время меняют направление, почти столь же часто двигаясь назад, как и вперёд. Так что если бы «печка» внутри Солнца вдруг погасла, то мы узнали бы об этом только миллионы лет спустя.
В конвективной зоне энергия передаётся уже не излучением, а конвекцией — перемешиванием. Огромные потоки горячего газа поднимаются вверх, где отдают своё тепло окружающей среде, а охлаждённый солнечный газ опускается вниз.
Атмосфера Солнца — его внешние слои. Оттуда часть излучения беспрепятственно уходит в окружающее пространство. Атмосфера начинается на 200–300 км глубже видимого края солнечного диска. Самые глубокие слои атмосферы называют фотосферой. Поскольку их толщина составляет не более одной трёхтысячной доли солнечного радиуса, фотосферу иногда условно называют поверхностью Солнца.
Внутреннее строение Солнца
Выброс корональной массы Солнца
Плотность газов в фотосфере примерно такая же, как в земной стратосфере, и в сотни раз меньше, чем у поверхности Земли, а температура среднего слоя, излучение которого мы воспринимаем, около 6000 К. Над фотосферой расположена хромосфера (греч. «сфера цвета»), которая названа так за свою красновато-фиолетовую окраску. 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. км.
