Сергей Язев - Лекции о Солнце

Плотность газа здесь продолжает падать по мере удаления от Солнца. Этот крайне разреженный газ почти прозрачен, и в обычных условиях он не виден. Если сфотографировать спектр хромосферы во время солнечного затмения, мы обнаружим, что непрерывный спектр практически погас (он излучается фотосферой, а не хромосферой), а темные линии Фраунгофера превращаются в яркие. Фотографируя диск Солнца в свете одной из таких линий (например, в свете линии нейтрального водорода Н -альфа или линии К ионизованного кальция), мы получим так называемую спектрогелиограмму, на которой будет видно излучение, приходящее только из хромосферы. Для той же цели можно использовать так называемые интерференционно-поляризационные фильтры (ИПФ), впервые примененные в начале 1930 годов французским исследователем Бернаром Лио (1897–1952). ИПФ представляют собой стопу специально обработанных стекол и поляроидов. Они пропускают свет только в очень узком диапазоне длин волн. Если настроить такой фильтр точно на длину волны, соответствующую излучению какой-нибудь хромосферной линии, мы получим изображение хромосферы Солнца в свете этой линии.

Картина хромосферы оказывается неожиданно разнообразной. Здесь явственно проявляются конвективные ячейки больших размеров (так называемые супергранулы со средним размером порядка 30 тысяч километров). На границах супергранул, как правило, возникают участки усиленного магнитного поля, которые хорошо видны как яркие (в центре линии) или темные узелки (в крыльях линий). Хотя конвекция в хромосфере уже не наблюдается (она подавлена в фотосфере), некоторые проявления конвекции в виде сгущений магнитных полей протягиваются в вышележащие слои и хорошо видны.

Кроме того, в хромосфере наблюдаются многочисленные и разнообразные структуры из плазмы, формируемые магнитными полями. Особенность хромосферы заключается в том, что здесь движениями газа, особенно в верхних слоях, управляют магнитные поля.

Специалисты по физике плазмы применяют свой профессиональный жаргон, говоря о «вмороженности» плазмы в магнитное поле . Это значит, что магнитное поле тесно связано с процессами в ионизованном газе: плазма может перемещаться вдоль направления поля, в перпендикулярном же направлении ее движение существенно затруднено. Соответственно, потоки вещества в хромосфере управляются магнитными полями: опытные гелиофизики, рассматривая хромосферные фильтрограммы Солнца, сразу видят, где и как расположены магнитные поля, где проходят их границы и даже как распределены знаки поля. Картина верхней хромосферы в этом смысле напоминает изображения металлических опилок в магнитном поле во время школьного опыта по физике: потоки плазмы трассируют силовые линии поля. Именно наблюдения таких хромосферных структур на спектрогелиограммах позволило столетие назад Хэйлу сделать вывод о присутствии на Солнце магнитных полей. Поскольку в хромосфере давление, порождаемое магнитными полями, гораздо больше газового давления, сложная сетка магнитных полей формирует столь же сложную структуру хромосферы.

Но магнитные поля могут влиять только на плазму, то есть на ионизованный, а не на нейтральный газ! Это значит, что в хромосфере (по крайней мере, в верхней) не газ, а плазма! Но это может быть только при высоких температурах – гораздо более высоких, чем в фотосфере!

Анализ хромосферных спектров подтвердил предварительный вывод: температура в хромосфере выше, чем в фотосфере! Получается, что от центра Солнца к фотосфере температура падает от 15 миллионов градусов до 5–6 тысяч, а затем снова начинает подниматься, хотя плотность газа продолжает быстро уменьшаться с высотой. Температура нижней хромоферы, примыкающей к фотосфере, – 6 тысяч градусов, верхней хромосферы – уже почти 15 тысяч градусов. С ростом температуры действительно усиливается и ионизация вещества.

Если посмотреть на хромосферу Солнца на краю с хорошим разрешением, можно обнаружить, что край солнечного диска «в профиль» похож, по образному выражению российского астронома Петра Григорьевича Куликовского (1910–2003), на множество горящих травинок. Эти вытянутые вверх образования называются спикулы . Размеры этих «травинок» колоссальны: они протягиваются вертикально вверх на тысячи километров, имея ширину основания в пределах 600–1000 километров. Время существования каждой спикулы не превышает пяти минут. Горячий газ в спикулах поднимается с огромными скоростями (несколько десятков километров в секунду) из хромосферы в более высокие слои солнечной атмосферы – корону . Судя по всему, именно спикулы являются основными структурами, через которые хромосфера и корона обмениваются веществом.