Юрий Мизун: Полярные сияния

Вещество Солнца в значительной мере состоит из тех же химических элементов, которые имеются на Земле. Температура внутри Солнца так высока, что оно является раскаленным газовым шаром.

Солнце имеет слоистую структуру. В самой внутренней его части температура составляет около 20 млн. градусов (скорости движения атомов между столкновениями равны около 200 км/с). Атомы здесь главным образом лишены электронной оболочки, т. е. многократно ионизованы. Естественно, что эти свободные электроны также входят в состав солнечного вещества. При таких больших температурах там имеется излучение огромной плотности в виде рентгеновских лучей или γ-лучей, которые несут большую энергию. Там происходят термоядерные реакции, при которых определенная доля массы ядер переходит в лучение.

На любом расстоянии от центра Солнца должно соблюдаться равновесие между противоположно направленными силами, а именно гравитационным тяготением, которое направлено к центру Солнца, и давлением потока излучения, которое направлено от центра к поверхности. По мере продвижения из глубины Солнца к его поверхности энергия γ-излучения постепенно уменьшается (происходит бесчисленное число актов поглощения и переизлучения их другими атомами), а само излучение отмечается на большей длине волны. Вначале это излучение проявляется как рентгеновские лучи, затем на другом уровне как ультрафиолетовое излучение и т. д. На поверхности Солнца большая часть излучения — это видимый свет.

Чем же характерны отдельные слои Солнца? На удалении около 700 000 км от центра находится фотосфера Солнца. Здесь солнечный газ становится прозрачным. При наблюдении за Солнцем извне фотосфера и есть тот наиболее глубокий уровень, который доступен наблюдению. От фотосферы Солнца Земля получает большую часть света и тепла. Температура фотосферы равна 6000 К.

Спектр излучения фотосферы непрерывен со всеми видимыми длинами волн, ее толщина 100—200 км. На уровне фотосферы наблюдаются солнечные пятна, которые имеют самое непосредственное отношение к рассматриваемой нами проблеме. К ним мы вернемся позже,

Выше над фотосферой расположен так называемый обращающий слой толщиной около 100 км. Здесь многие атомы или нейтральны, или однократно ионизованы. Под действием излучения атомы возбуждаются и затем, переходя обратно в основное состояние, излучают. Излучение происходит в любом направлении независимо от направления поглощенных лучей. Поэтому в непрерывном спектре фотосферы возникают узкие линии поглощения (фраунгоферовы линии).

Выше обращающего слоя располагается хромосфера Солнца. Она является как кольцо красного цвета в периоды полного затмения, когда перекрывается свет фотосферы. Красный цвет хромосферы обусловлен излучением на длине волны 6563 Å водорода, из которого она состоит.

Спектр обращающего слоя и хромосферы — это линии излучения различных длин волн. Большая часть этих линий образуется теми же самыми атомами, которые создают фраунгоферов спектр. Верхняя граница хромосферы отмечается на 14 000 км, где линии ионизованного кальция перестают быть видимыми.

Температура хромосферы достигает 30 000 К.

Выше хромосферы находится корона Солнца. Она видна невооруженным глазом только во время полных затмений. Это гало белого цвета на фоне хромосферы красного цвета, а также протуберанцев, которые в виде лепестков и лучей простираются на расстояния в несколько солнечных диаметров. Температура короны достигает 1 000 000 К.

Рассмотрим подробнее протуберанцы. Они выходят за пределы хромосферы и проникают далеко в корону. Это светящиеся облака паров. Свет их представляет собой линии излучения водорода, гелия и ионизованного кальция. Температура протуберанцев колеблется в пределах 10 000-20 000 К.

Солнечная активность. Для солнечно-земной физики фундаментальным вопросом является активность Солнца. Именно она определяет степень возмущенности магнитосферы, частоту бурь, их интенсивность и, естественно, закономерности появления полярных сияний.

Основные области, с которыми связывают проблему солнечной активности,— это солнечные пятна. Но даже тогда, когда пятна на поверхности Солнца не видны, эта поверхность имеет топкую структуру. Ее сравнивали с «рисовыми зернами» или «листьями ивы» и т. п. Неоднородность солнечной поверхности обозначается термином «грануляция». Поверхностная яркость гранулы может на 10% превышать яркость окружающего фона. Гранулы возникают и исчезают непрерывно, чем-то напоминая кипение.