Кара небесная. Космическое миропонимание

Фотосфера (слой, излучающий свет) образует видимую поверхность Солнца. В абсолютных величинах фотосфера достигает толщины, по разным оценкам, от 100 до 400 километров. Из фотосферы исходит основная часть видимого излучения Солнца. Температура по мере приближения к внешнему краю фотосферы уменьшается с 6600 до 4400 градусов Кельвина. Хромосфера – внешняя оболочка Солнца толщиной около 2000 километров, окружающая фотосферу. Происхождение названия этой части солнечной атмосферы связано с её красноватым цветом, вызванным тем, что в видимом спектре хромосферы доминирует красная. Верхняя граница хромосферы не имеет выраженной гладкой поверхности, из неё постоянно происходят горячие выбросы, называемые спикулами. Число спикул, наблюдаемых одновременно, составляет в среднем 60—70 тысяч. Температура хромосферы увеличивается с высотой от 4000 до 20 000 градусов Кельвина. Плотность хромосферы невелика, поэтому яркость недостаточна для наблюдения в обычных условиях. Но при полном солнечном затмении, когда Луна закрывает яркую фотосферу, расположенная над ней хромосфера становится видимой и светится красным цветом. Её можно также наблюдать в любое время с помощью специальных узкополосных оптических фильтров. Хромосферная сетка, покрывающая всю поверхность Солнца и состоящая из линий, окружающих ячейки, грануляцию размером до 30 тысяч километров в поперечнике.

Рис. 79. Изображение поверхности и короны Солнца, полученное Солнечным оптическим телескопом (SOT) на борту спутника Hinode.

Корона – последняя внешняя оболочка Солнца. Корона в основном состоит из протуберанцев и энергетических извержений, исходящих и извергающихся на несколько сотен тысяч и даже более миллиона километров в пространство, образуя солнечный ветер. Средняя корональная температура составляет от 1 000 000 до 2 000 000 градусов Кельвина, а максимальная, в отдельных участках, – от 8 000 000 до 20 000 000 градусов Кельвина. Несмотря на такую высокую температуру, она видна невооружённым глазом только во время полного солнечного затмения, так как плотность вещества в короне мала, а потому невелика и её яркость. Форма короны меняется в зависимости от фазы цикла солнечной активности: в периоды максимальной активности она имеет округлую форму, а в минимуме – вытянута вдоль солнечного экватора. Поскольку температура короны очень велика, она интенсивно излучает электромагнитные колебания в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах. Излучение в разных областях короны происходит неравномерно. Существуют горячие активные и спокойные области, а также корональные дыры с относительно невысокой температурой в 600 000 градусов Кельвина, из которых в пространство выходят магнитные силовые линии. Такая («открытая») магнитная конфигурация позволяет частицам беспрепятственно покидать Солнце, поэтому солнечный ветер испускается в основном из корональных дыр.

Из внешней части солнечной короны истекает солнечный ветер – поток ионизированных частиц (в основном протонов, электронов и α – частиц), распространяющийся с постепенным уменьшением своей плотности, до границ гелиосферы. Солнечный ветер разделяют на два компонента – медленный солнечный ветер и быстрый солнечный ветер. Медленный солнечный ветер имеет скорость около 400 км/с и температуру 1,4—1,6·10⁶ градусов Кельвина и по составу близко соответствует короне. Быстрый солнечный ветер имеет скорость около 750 км/с, температуру 8·10⁵ градусов Кельвина, и по составу похож на вещество фотосферы. Медленный солнечный ветер вдвое более плотный и менее постоянный, чем быстрый. Полная потеря массы Солнцем составляет за год 2—3·10⁻¹⁴ солнечных масс. Это эквивалентно потере массы, равной земной, за 150 миллионов лет.

Первые прямые измерения характеристик солнечного ветра были проведены в январе 1959 года советской станцией «Луна-1». Наблюдения проводились с помощью сцинтилляционного счётчика и газового ионизационного детектора. Три года спустя такие же измерения были проведены американскими учёными с помощью станции «Маринер-2». В конце 1990-х с помощью Ультрафиолетового коронального спектрометра на борту спутника SOHO были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах.

Рис. 80. Схема искажения магнитного поля Земли под действием солнечного ветра (в масштабе радиуса Земли)

Рис. 81. Масса солнечного вещества, выброшенного в открытый космос. Снимок сделан 24 января 1992 г. в мягком рентгеновском диапазоне.