2. Будова Сонця

Центральна частина Сонця називається його ядром. Ядро (зона термоядерних реакцій) — центральна область, що простягається на 1/3 радіуса Сонця від його центра, поблизу якого за тиску до 2^.10¹⁸Па, температури 1, 5 10⁷ —1, 6-10⁷ К та густини плазми до 16 г/см³ протікають термоядерні реакції перетворення ядер атомів Гідрогену в ядра атомів Гелію, що супроводжується виділенням колосальної енергії. Ядро обертається як єдине тверде тіло з періодом 22-23 доби.

Зона випромінювання

Протягом пів радіуса вище ядра (тобто в зоні 0,2-0,7 радіуса Сонця) перебуває зона переносу енергії випромінюванням. Зона променистого переносу (відстані від 1/3 до 2/3 R_¤.) — область, у якій енергія, що виділяється в сонячному ядрі, передається назовні, від шару до шару, у результаті послідовного поглинання й пере випромінювання електромагнітних хвиль. Плавно розподіляючись по дедалі збільшуваному об’єму речовини, енергія (і, відповідно до закону Вина, довжина) електромагнітних хвиль поступово зменшується від 10^-11 -10^-12 Дж (y — і жорстке рентгенівське випромінювання) на границі з ядром до 10^-16 Дж (жорсткий ультрафіолет) на границі з конвективною зоною, де густина плазми становить близько 0,16 г/см³ за тиску до 10¹³ Па й температури до 10⁶ К.

Конвекційна зона

Ближче до поверхні Сонця виникає вихрове перемішування речовини, й перенос енергії здійснює переважно власне речовина. Такий спосіб передання енергії називається конвекцією, поверхневий шар Сонця, де вона відбувається,— конвекційною зоною. За припущеннями дослідників Сонця, її роль у фізиці сонячних процесів особливо велика, тому що саме в ній зароджуються різноманітні рухи сонячної речовини й магнітні поля. Зона конвекції (0, 29-R_¤) простягається майже до видимої поверхні Сонця. У ній відбувається безперервне перемішування (конвекція) сонячної речовини зі швидкістю від 1 м/с у глибині зони до 2-3 м/с на границі з фотосферою. Крім вертикальних, висхідних і низхідних потоків плазми, у конвективній зоні спостерігаються локальні, зональні й меридіональні плини від екватора до полюсів зі швидкістю до 30 м/с. Взаємодія цих рухів сонячної речовини спричиняє ефект динамо-механізму, що породжує магнітне поле Сонця. В енергію магнітного поля перетвориться до 0,1 % від всієї теплової енергії Сонця, яка надійшла в конвективному зону. На дні конвективної зони із 22-річною періодичністю накопичується намагнічена плазма, яка створює потужний магнітний шар. Ряд учених припускає існування над ним ще декількох зон генерації магнітних полів; та, що розміщена найвище, має квазідворічну періодичність. Біля границі з фотосферою формуються осередки супергрануляції; в області інтенсивного перемішування речовини генеруються потужні акустичні (звукові) коливання. На глибині 0,8-0,9 R_¤- з’являються перші нейтральні атоми: спочатку Гелію, потім — Гідрогену, вище їх концентрація збільшується.

Вище простягається атмосфера Сонця, у якій виділяють ряд та­ких областей: фотосфера, хромосфера та корона.

3. Внутрішня будова й структура атмосфери; об'єкти і явища, спостережувані в сонячній атмосфері

Фотосфера

Фотосфера (шар, що випромінює світло) завтовшки сягає ~ 320 км й утворює видиму поверхню Сонця. З фотосфери виходить основна частина оптичного (видимого) випромінювання Сонця, випромінювання ж із глибших шарів до неї вже не доходить. Температура у фотосфері досягає в середньому 5800 °С. Тут середня густина газу становить менше 1/1000 густини земного повітря, а температура в міру наближення до зовнішнього краю фотосфери зменшується до 4800 °С. Водень за таких умов майже повністю зберігається в нейтральному стані. Фотосфера утворює видиму поверхню Сонця, від якої визначають розміри Сонця, відстань від поверхні Сонця й т. ін.

Розміри гранул різні й становлять приблизно в середньому близько 700 км, «час життя» — поява й вгасання гранул — близько 8 хвилин (5-15 хвилин). Флуктуації яскравості незначні. Переви­щення яскравості над середнім тлом становить ≤ 10 %, що, за законом теплового випромінювання (І~Т⁴), відповідає підвищенню температури над її середнім значенням на 130 °С.

Розходження температур холодних і гарячих елементів сонячної грануляції становить 500 °С. Швидкості вертикальних рухів цих елементів безпосередньо не можуть бути виміряні, надійно встановлений лише факт, що найбільш яскраві елементи піднімаються (наближаються) до спостерігача. Іноді в деяких областях, що розташовуються в зоні ±30° від екватора, крім спокійної грануляційної картини, спостерігають сонячні плями й факели.

Пляма темніша від навколишньої фотосфери. Потік променистої енергії в тіні плями ослаблений приблизно в 3 рази, що є наслідком зниження температури від 6000 °С до 4500 °С. Природно, що в спектрі плям це зниження температури відчутно, посилені лінії «більш низького порушення», молекулярні смуги. Видно також, що лінії трохи зміщені за шкалою довжин хвиль у короткохвильову область. Це дозволяє встановити на основі ефекту Доплера, що на рівні фотосфери (у галузі освіти випромінюваних ліній) газ випливає із плями. Зараз з’ясовують деякі нові особливості цього явища, названого ефектом Евершеда: рух назовні — від тіні до периферії — характерний лише для яскравих, гарячих волокон, холодний газ рухається в протилежному напрямку. У півтіні напрямок руху близький до горизонтального (газ розтікається уздовж магнітного поля).

Плями зазвичай оточені цілою мережею яскравих ланцюжків — фотосферним факелом. Ширина ланцюжків дорівнює діаметру яскравих елементів (груп гранул), що їх утворюють, і становить 5000-10000 км, довжина досягає 50 000 км. Факел — довгоживуче утворення, він часто не зникає протягом усього року, а група плям на його тлі «живе» близько місяця (найбільша пляма — до декількох місяців). Сумарна площа ланцюжків — волокон факела — приблизно в 4 рази більша за площу плями. Факели, правда, менш яскраві, зустрічаються незалежно від плям. Величина сумарної площі факелів у роки мінімуму сонячної активності незначна, але в роки максимуму сонячної активності може досягати до 10 % всієї поверхні Сонця.

Волокна факелів чітко видні лише біля краю диска Сонця, де перевищення їхньої яскравості над тлом досягає 10—20 %. Оскільки біля краю диска проглядаються поверхневі шари, то таке пере­вищення яскравості свідчить про те, що температура верхніх шарів факела на 100-300 °С вище, ніж незбуреної фотосфери.

Усі явища сонячної активності, зокрема у фотосфері, пов’язані з виходом на поверхню Сонця магнітних полів. Магнітне поле розщеплює енергетичні рівні атома (ефект Зеємана), що призводить до появи в спектрі замість однієї лінії двох або декількох близьких компонентів. Уже перші виміри ефекту Зеємана, проведені на початку XX ст., показали, що поля в плямах досягають величин 15-0,3 Тл, причому такі поля реалізуються в областях з діаметром близько 20 000 км.

Хромосфера

Хромосфера досягає висоти 7000 км, її температура змінюється від 4000 К (нижня хромосфера) до 100 000 К (верхня хромосфера).

Можна побачити під час повного сонячного затемнення у вигляді вузького жовто-червоного кільця. Товщина хромосфери — 12-15 тис. км.

Сонячна хромосфера досить неоднорідна: у ній наявні довгасті, схожі на язики полум’я утворення, так звані спікули. У хромосфері беруть початок і потужніші викиди газів, що піднімаються іноді до 250 000 км (і більше), — протуберанці. Серед них виділяють два основних типи: стаціонарні, стійкі хмари газів, що повільно змінюються та перебувають у зваженому стані над хромосферою, і ті, які швидко змінюються,— еруптивні (вивержені), які з більшими швидкостями, що часом перевищують 700 км/с, відриваються від хромосфери, піднімаючись на більші висоти. Вони піднімаються, а потім або розсіюються в атмосфері, або падають назад, усередину хромосфери. Траплялися випадки, коли речовина протуберанця долала сонячне притягання й ішла у світовий простір.

Протуберанці, так само як хромосферу, можна спостерігати під час повних сонячних затьмарень, коли вони виступають через темний край місячного диска. Винайдено спектральні прилади, що дозволяють щоденно спостерігати протуберанці і хромосферу. Спеціальний, дуже складний світлофільтр дає можливість спостерігати сонячний диск і його околиці в монохроматичному світлі й у ньому бачити розподіл тих або інших хімічних елементів у сонячній атмосфері: були виявлені скупчення, що містять надлишок водню,— так звані водневі флокули. Відомі також і кальцієві флокули. Регулярні спостереження дають можливість простежити за змінами флокул з часом.

Корона

Над хромосферою розташована корона, яка поширена на відстані до 2 000 000 км від Сонця. Сонячна корона складається із двох частин — внутрішньої й зовнішньої. Внутрішня корона — це жовтувата безструктурна облямівка, що оточує хромосферу. Зовнішня корона — довгі струмені сріблистих кольорів, «промені» неправильної форми, що відходять від Сонця на значні відстані. Вид сонячної корони не завжди однаковий. Це пов’язане з періодичною зміною сонячної активності. Найбільш видовжена форма корони спостерігається під час мінімуму активності.

Корона плавно переходить у міжпланетне середовище, її форма й інтенсивність випромінювання значною мірою залежить від фази циклу сонячної активності. Температура корони доходить до 1,8 10⁶ К.

Корона — це тьмяне світне гало, утворене розпеченим газом навколо диска Сонця. Оскільки це світіння слабше за світіння Сонця, корона добре видна тільки під час повного сонячного затемнення, коли диск світила закритий Місяцем.

Корональні дуги

Магнітні поля сонячних плям утворюють скручені дуги поблизу поверхні Сонця — корональні дуги (арки). У них міститься плазма. Якщо магнітні лінії розриваються, то газ викидається в космос.

Повна кількість енергії, випромінюваної Сонцем, становить 3,86 10³³ ерг/с, але лише одну двохмільярдну частину цієї енергії одержує Земля.

На поверхню площею 1 м², розташовану перпендикулярно до сонячних променів за межами земної атмосфери, припадає 1,36 кВт променистої енергії Сонця.

Ефективна температура Сонця — 5800 °С.