Читаем Лекции о Солнце полностью

Конвективная зона оказывает большое влияние на солнечную атмосферу. Советский и российский гелиофизик Эдвард Владимирович Кононович (1931–2017) сравнивал эту зону с тепловой машиной, в которой тепловая энергия частично переходит в механическую (движения плазмы), а затем снова в тепло. Упорядоченные (конвективные) и хаотические (турбулентные) движения газа в конвективной зоне порождают различные типы волн, которые, распространяясь вверх в атмосферу Солнца, переносят туда часть энергии.

Все, что находится над конвективной зоной, включая фотосферу, гелиофизики условно называют атмосферой Солнца. Она традиционно подразделяется на три слоя.

Фотосфера (сфера света). Этот слой, как уже было указано, отличается самой низкой температурой на Солнце (4–6 тысяч градусов). Он непрозрачен, толщина этого слоя – всего несколько сотен километров. Судя по наличию фраунгоферовых линий в спектре излучения Солнца, которое попадает в наши приборы именно из фотосферы, здесь присутствует множество типов атомов. Сравнительно низкая температура приводит к тому, что здесь подавляющее большинство атомов остаются неионизованными. Основной элемент – водород – здесь находится в нейтральном состоянии (каждый протон связан со своим электроном). Плотность газа в фотосфере сравнительно невысока: в кубическом сантиметре находятся 10¹⁵–10¹⁷ атомов. Для сравнения: вблизи поверхности Земли число молекул воздуха в кубическом сантиметре составляет примерно 2,7 × 10¹⁹ частиц. Другими словами, плотность газа в фотосфере близка к плотности земной атмосферы на больших высотах – от 30 до 60 километров над уровнем моря! Среднее давление газа здесь примерно в 10 раз меньше атмосферного у поверхности Земли.

Хромосфера (сфера цвета). Над фотосферой простирается следующий слой, именуемый хромосферой. Во время солнечных затмений, когда ярко светящаяся фотосфера Солнца закрыта, как маской, непрозрачным диском Луны, внимательные наблюдатели уже давно видели тонкую красно-розовую серповидную полоску, охватывающую загороженное Луной Солнце. Окрашенность этого слоя породила его название (от греческого слова «хромос» – цвет). Толщина хромосферы существенно неоднородна – от 2,5 тысяч до 12 тысяч километров над уровнем фотосферы.

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.