K stat'e "Usloviya vozniknoveniya solnechnoi vspyshki".

Tokovoi sistemoi, obrazuyusheisya v predvspyshechnom sostoyanii v korone nad aktivnoi oblast'yu, yavlyaetsya tokovyi sloi.

Kto-nibud' otvetit na vopros, chto yavlyaetsya prichinoi vozniknoveniya toka? Sleduet polagat', chto prichinoi toka yavlyaetsya raznost' potencialov. Esli eto tak, to kak voznikaet eta raznost' potencialov?!

Solnechnaya vspyshka

Solnechnaya vspyshka, fotografiya sputnika Hinode. Nablyudaetsya kak dve uzkih, yarkih struktury okolo yuzhnoi chasti solnechnogo pyatna.

Sólnechnaya vspýshka vzryvnoi process vydeleniya energii (svetovoi, teplovoi i kineticheskoi) v atmosfere Solnca. Vspyshki tak ili inache ohvatyvayut vse sloi solnechnoi atmosfery: fotosferu, hromosferu i koronu Solnca. Neobhodimo otmetit', chto solnechnye vspyshki i koronal'nye vybrosy massy yavlyayutsya razlichnymi i nezavisimymi yavleniyami solnechnoi aktivnosti.

Prodolzhitel'nost' impul'snoi fazy solnechnyh vspyshek obychno ne prevyshaet neskol'kih minut, a kolichestvo energii, vysvobozhdaemoi za eto vremya, mozhet dostigat' milliardov megatonn v trotilovom ekvivalente. Energiyu vspyshki tradicionno opredelyayut v vidimom diapazone elektromagnitnyh voln po proizvedeniyu ploshadi svecheniya v linii izlucheniya vodoroda N_α, harakterizuyushei nagrev nizhnei hromosfery, na yarkost' etogo svecheniya, svyazannuyu s moshnost'yu istochnika.

V poslednie gody chasto ispol'zuyut takzhe klassifikaciyu, osnovannuyu na patrul'nyh odnorodnyh izmereniyah na serii ISZ, glavnym obrazom GOES^[1], amplitudy teplovogo rentgenovskogo vspleska v diapazone energii 0,5-10 keV (s dlinoi volny 0,58 angstrem). Klassifikaciya byla predlozhena v 1970 godu D.Beikerom i pervonachal'no osnovyvalas' na izmereniyah sputnikov Solrad^[2]. Po etoi klassifikacii solnechnoi vspyshke prisvaivaetsya ball oboznachenie iz latinskoi bukvy i indeksa za nei. Bukvoi mozhet byt' A, B, C, M ili X v zavisimosti ot velichiny dostignutogo vspyshkoi pika intensivnosti rentgenovskogo izlucheniya^[3]:

Vspyshka klassa M6 (po drugim dannym M5.5) 8 sentyabrya 2011 goda, kotoraya predshestvovala vspyshke klassa H2.2.

Indeks utochnyaet znachenie intensivnosti vspyshki i mozhet byt' ot 1,0 do 9,9 dlya bukv A, B, C, M i bolee dlya bukvy X. Tak, naprimer, vspyshka 12 fevralya 2010 goda balla M8.3 sootvetstvuet pikovoi intensivnosti 8,3×10⁻⁵ Vt/m². Samoi moshnoi (po sostoyaniyu na 2010 god) zaregistrirovannoi s 1976 goda^[4] vspyshke, proizoshedshei 4 noyabrya 2003 goda, byl prisvoen ball X28^[5], takim obrazom, intensivnost' ee rentgenovskogo izlucheniya v pike sostavlyala 28×10⁻⁴ Vt/m². Sleduet zametit', chto registraciya rentgenovskogo izlucheniya Solnca, tak kak ono polnost'yu pogloshaetsya atmosferoi Zemli, stala vozmozhnoi nachinaya s pervogo zapuska kosmicheskogo apparata Sputnik-2 s sootvetstvuyushei apparaturoi^[6], poetomu dannye ob intensivnosti rentgenovskogo izlucheniya solnechnyh vspyshek do 1957 goda polnost'yu otsutstvuyut.

Izmereniya v raznyh diapazonah dlin voln otrazhayut raznye processy vo vspyshkah. Poetomu korrelyaciya mezhdu dvumya indeksami vspyshechnoi aktivnosti sushestvuet tol'ko v statisticheskom smysle, tak dlya otdel'nyh sobytii odin indeks mozhet byt' vysokim, a vtoroi nizkim i naoborot.

Solnechnye vspyshki, kak pravilo, proishodyat v mestah vzaimodeistviya solnechnyh pyaten protivopolozhnoi magnitnoi polyarnosti ili, bolee tochno, vblizi neitral'noi linii magnitnogo polya, razdelyayushei oblasti severnoi i yuzhnoi polyarnosti. Chastota i moshnost' solnechnyh vspyshek zavisyat ot fazy 11-letnego solnechnogo cikla.

Solnechnye vspyshki imeyut prikladnoe znachenie, naprimer, pri issledovanii elementnogo sostava poverhnosti nebesnogo tela s razrezhennoi atmosferoi ili pri ee otsutstvii, vystupaya v roli vozbuditelya rentgenovskogo izlucheniya dlya rentgenofluorescentnyh spektrometrov, ustanovlennyh na bortu kosmicheskih apparatov.

Solnechnaya vspyshka

Solnechnaya vspyshka, fotografiya sputnika Hinode. Nablyudaetsya kak dve uzkih, yarkih struktury okolo yuzhnoi chasti solnechnogo pyatna.

Sólnechnaya vspýshka vzryvnoi process vydeleniya energii (svetovoi, teplovoi i kineticheskoi) v atmosfere Solnca. Vspyshki tak ili inache ohvatyvayut vse sloi solnechnoi atmosfery: fotosferu, hromosferu i koronu Solnca. Neobhodimo otmetit', chto solnechnye vspyshki i koronal'nye vybrosy massy yavlyayutsya razlichnymi i nezavisimymi yavleniyami solnechnoi aktivnosti.

Prodolzhitel'nost' impul'snoi fazy solnechnyh vspyshek obychno ne prevyshaet neskol'kih minut, a kolichestvo energii, vysvobozhdaemoi za eto vremya, mozhet dostigat' milliardov megatonn v trotilovom ekvivalente. Energiyu vspyshki tradicionno opredelyayut v vidimom diapazone elektromagnitnyh voln po proizvedeniyu ploshadi svecheniya v linii izlucheniya vodoroda N_α, harakterizuyushei nagrev nizhnei hromosfery, na yarkost' etogo svecheniya, svyazannuyu s moshnost'yu istochnika.

V poslednie gody chasto ispol'zuyut takzhe klassifikaciyu, osnovannuyu na patrul'nyh odnorodnyh izmereniyah na serii ISZ, glavnym obrazom GOES^[1], amplitudy teplovogo rentgenovskogo vspleska v diapazone energii 0,5-10 keV (s dlinoi volny 0,58 angstrem). Klassifikaciya byla predlozhena v 1970 godu D.Beikerom i pervonachal'no osnovyvalas' na izmereniyah sputnikov Solrad^[2]. Po etoi klassifikacii solnechnoi vspyshke prisvaivaetsya ball oboznachenie iz latinskoi bukvy i indeksa za nei. Bukvoi mozhet byt' A, B, C, M ili X v zavisimosti ot velichiny dostignutogo vspyshkoi pika intensivnosti rentgenovskogo izlucheniya^[3]:

Vspyshka klassa M6 (po drugim dannym M5.5) 8 sentyabrya 2011 goda, kotoraya predshestvovala vspyshke klassa H2.2.

Indeks utochnyaet znachenie intensivnosti vspyshki i mozhet byt' ot 1,0 do 9,9 dlya bukv A, B, C, M i bolee dlya bukvy X. Tak, naprimer, vspyshka 12 fevralya 2010 goda balla M8.3 sootvetstvuet pikovoi intensivnosti 8,3×10⁻⁵ Vt/m². Samoi moshnoi (po sostoyaniyu na 2010 god) zaregistrirovannoi s 1976 goda^[4] vspyshke, proizoshedshei 4 noyabrya 2003 goda, byl prisvoen ball X28^[5], takim obrazom, intensivnost' ee rentgenovskogo izlucheniya v pike sostavlyala 28×10⁻⁴ Vt/m². Sleduet zametit', chto registraciya rentgenovskogo izlucheniya Solnca, tak kak ono polnost'yu pogloshaetsya atmosferoi Zemli, stala vozmozhnoi nachinaya s pervogo zapuska kosmicheskogo apparata Sputnik-2 s sootvetstvuyushei apparaturoi^[6], poetomu dannye ob intensivnosti rentgenovskogo izlucheniya solnechnyh vspyshek do 1957 goda polnost'yu otsutstvuyut.

Izmereniya v raznyh diapazonah dlin voln otrazhayut raznye processy vo vspyshkah. Poetomu korrelyaciya mezhdu dvumya indeksami vspyshechnoi aktivnosti sushestvuet tol'ko v statisticheskom smysle, tak dlya otdel'nyh sobytii odin indeks mozhet byt' vysokim, a vtoroi nizkim i naoborot.

Solnechnye vspyshki, kak pravilo, proishodyat v mestah vzaimodeistviya solnechnyh pyaten protivopolozhnoi magnitnoi polyarnosti ili, bolee tochno, vblizi neitral'noi linii magnitnogo polya, razdelyayushei oblasti severnoi i yuzhnoi polyarnosti. Chastota i moshnost' solnechnyh vspyshek zavisyat ot fazy 11-letnego solnechnogo cikla.

Solnechnye vspyshki imeyut prikladnoe znachenie, naprimer, pri issledovanii elementnogo sostava poverhnosti nebesnogo tela s razrezhennoi atmosferoi ili pri ee otsutstvii, vystupaya v roli vozbuditelya rentgenovskogo izlucheniya dlya rentgenofluorescentnyh spektrometrov, ustanovlennyh na bortu kosmicheskih apparatov.

Solnce

Osnovnye harakteristiki
Srednee rasstoyanie ot Zemli	149,6106 km[1] (8,31 svetovyh minut) 1 a. e.
Vidimaya zvezdnaya velichina (V)	−26,74m[1]
Absolyutnaya zvezdnaya velichina	4,83m[1]
Spektral'nyi klass	G2V
Parametry orbity
Rasstoyanie ot centra Galaktiki	~2,51020 m (26000sv.let)
Rasstoyanie ot ploskosti Galaktiki	~4,61017 m (48sv.let)
Galakticheskii period obrasheniya	2,252,50108 let
Skorost'	~2,2105 m/s[2] (na orbite vokrug centra Galaktiki) 19,4 km/s[1] (otnositel'no sosednih zvezd)
Fizicheskie harakteristiki
Srednii diametr	1,392109 m (109 diametrov Zemli)[1]
Ekvatorial'nyi radius	6,9551108 m[3]
Dlina okruzhnosti ekvatora	4,37001109 m[3]
Polyarnoe szhatie	910−6
Ploshad' poverhnosti	6,078771018 m² (11 917,607 ploshadei Zemli)[3]
Ob'em	1,409271027 m³ (1 301 018,805 ob'emov Zemli)[3]
Massa	1,98911030 kg (332 982 mass Zemli)[1]
Srednyaya plotnost'	1409 kg/m³[3]
Uskorenie svobodnogo padeniya na ekvatore	274,0 m/s²[1][3] (27,96 g[3])
Vtoraya kosmicheskaya skorost' (dlya poverhnosti)	617,7 km/s (55,2 zemnyh)[3]
Effektivnaya temperatura poverhnosti	5778 K[1]
Temperatura korony	~1 500 000 K
Temperatura yadra	~13 500 000 K
Svetimost'	3,8461026 Vt[1] (~3,751028 Lm)
Yarkost'	2,009107 Vt/m²/sr
Harakteristiki vrasheniya
Naklon osi	7,25[1][3] (otnositel'no ploskosti ekliptiki) 67,23 (otnositel'no ploskosti Galaktiki)
Pryamoe voshozhdenie severnogo polyusa	286,13[4] (19 ch 4 min 30 s)
Sklonenie severnogo polyusa	+63,87[4]
Sidericheskii period vrasheniya vneshnih vidimyh sloev (na shirote 16)	25,38 dnei[1] (25 dnei 9 ch 7 min 13 s)[4]
(na ekvatore)	25,05 dnei[1]
(u polyusov)	34,3 dnei[1]
Skorost' vrasheniya vneshnih vidimyh sloev (na ekvatore)	7284 km/ch
Sostav fotosfery[5][6]
Vodorod	73,46%
Gelii	24,85%
Kislorod	0,77%
Uglerod	0,29%
Zhelezo	0,16%
Neon	0,12%
Azot	0,09%
Kremnii	0,07%
Magnii	0,05%
Sera	0,04%

Sólnce (astr. ☉) edinstvennaya zvezda Solnechnoi sistemy. Vokrug Solnca obrashayutsya drugie ob'ekty etoi sistemy: planety i ih sputniki, karlikovye planety i ih sputniki, asteroidy, meteority, komety i kosmicheskaya pyl'. Massa Solnca sostavlyaet 99,866% ot summarnoi massy vsei Solnechnoi sistemy^[7]. Solnechnoe izluchenie podderzhivaet zhizn' na Zemle^[8] (svet neobhodim dlya nachal'nyh stadii fotosinteza), opredelyaet klimat. Solnce sostoit iz vodoroda (~73% ot massy i ~92% ot ob'ema), geliya (~25% ot massy i ~7% ot ob'ema^[9]) i drugih elementov s men'shei koncentraciei: zheleza, nikelya, kisloroda, azota, kremniya, sery, magniya, ugleroda, neona, kal'ciya i hroma^[10]. Na 1mln atomov vodoroda prihoditsya 98 000 atomov geliya, 851 atom kisloroda, 398 atomov ugleroda, 123 atoma neona, 100 atomov azota, 47 atomov zheleza, 38 atomov magniya, 35 atomov kremniya, 16 atomov sery, 4 atoma argona, 3 atoma alyuminiya, po 2 atoma nikelya, natriya i kal'ciya, a takzhe sovsem nemnogo vseh prochih elementov. Srednyaya plotnost' Solnca sostavlyaet 1,4g/sm³. Po spektral'noi klassifikacii Solnce otnositsya k tipu G2V (zheltyi karlik). Temperatura poverhnosti Solnca dostigaet 6000 K. Poetomu Solnce svetit pochti belym svetom, no pryamoi svet Solnca u poverhnosti nashei planety priobretaet nekotoryi zheltyi ottenok iz-za bolee sil'nogo rasseyaniya i poglosheniya korotkovolnovoi chasti spektra atmosferoi Zemli (pri yasnom nebe, vmeste s golubym rasseyannym svetom ot neba, solnechnyi svet vnov' daet beloe osveshenie).

Solnechnyi spektr soderzhit linii ionizirovannyh i neitral'nyh metallov, a takzhe ionizirovannogo vodoroda. V nashei galaktike Mlechnyi Put' naschityvaetsya svyshe 100 milliardov zvezd^[11]. Pri etom 85% zvezd nashei galaktiki eto zvezdy, menee yarkie, chem Solnce (v bol'shinstve svoem krasnye karliki). Kak i vse zvezdy glavnoi posledovatel'nosti, Solnce vyrabatyvaet energiyu putem termoyadernogo sinteza. V sluchae Solnca podavlyayushaya chast' energii vyrabatyvaetsya pri sinteze geliya iz vodoroda.

Udalennost' Solnca ot Zemli, 149 millionov 600 tysyach kilometrov, priblizitel'no ravna astronomicheskoi edinice, a vidimyi uglovoi diametr pri nablyudenii s Zemli, kak i u Luny, chut' bol'she polgradusa (3132 minuty). Solnce nahoditsya na rasstoyanii okolo 26 000 svetovyh let ot centra Mlechnogo Puti i vrashaetsya vokrug nego, delaya odin oborot bolee chem za 200 millionov let^[12]. Orbital'naya skorost' Solnca ravna 217km/s takim obrazom, ono prohodit odin svetovoi god za 1400 zemnyh let, a odnu astronomicheskuyu edinicu za 8 zemnyh sutok^[13]. V nastoyashee vremya Solnce nahoditsya vo vnutrennem krae rukava Oriona nashei Galaktiki, mezhdu rukavom Perseya i rukavom Strel'ca, v tak nazyvaemom Mestnom mezhzvezdnom oblake oblasti povyshennoi plotnosti, raspolozhennoi, v svoyu ochered', v imeyushem men'shuyu plotnost' Mestnom puzyre zone rasseyannogo vysokotemperaturnogo mezhzvezdnogo gaza. Iz zvezd, prinadlezhashih 50 samym blizkim zvezdnym sistemam v predelah 17 svetovyh let, izvestnym v nastoyashee vremya, Solnce yavlyaetsya chetvertoi po yarkosti zvezdoi (ego absolyutnaya zvezdnaya velichina +4,83^m).

Struktura

Vnutrennee stroenie Solnca

Stroenie Solnca. V centre Solnca nahoditsya solnechnoe yadro. Fotosfera eto vidimaya poverhnost' Solnca, kotoraya i yavlyaetsya osnovnym istochnikom izlucheniya. Solnce okruzhaet solnechnaya korona, kotoraya imeet ochen' vysokuyu temperaturu, odnako ona kraine razrezhena, poetomu vidima nevooruzhennym glazom tol'ko vo vremya polnogo solnechnogo zatmeniya.

Solnechnoe yadro

Central'naya chast' Solnca s radiusom primerno 150175 tys. km (to est' 2025% ot radiusa Solnca), v kotoroi idut termoyadernye reakcii, nazyvaetsya solnechnym yadrom^[32]. Plotnost' veshestva v yadre sostavlyaet primerno 150 000 kg/m³^[33] (v 150 raz vyshe plotnosti vody i v ~6,6 raz vyshe plotnosti samogo plotnogo metalla na Zemle osmiya), a temperatura v centre yadra bolee 14 mln K. Analiz dannyh, provedennyi missiei SOHO, pokazal, chto v yadre skorost' vrasheniya Solnca vokrug svoei osi znachitel'no vyshe, chem na poverhnosti^[32][20]. V yadre osushestvlyaetsya proton-protonnaya termoyadernaya reakciya, v rezul'tate kotoroi iz chetyreh protonov obrazuetsya gelii-4^[34]. Pri etom kazhduyu sekundu v izluchenie prevrashayutsya 4,26mln tonn veshestva, odnako eta velichina nichtozhna po sravneniyu s massoi Solnca 210²⁷ tonn. Moshnost', vydelyaemaya razlichnymi zonami yadra, zavisit ot ih rasstoyaniya do centra Solnca. V samom centre ona dostigaet, soglasno teoreticheskim ocenkam, 276,5 Vt/m³^[35]. Takim obrazom, na ob'em cheloveka (0,05 m³) prihoditsya vydelenie tepla 285 Kkal/den' (1192 kDzh/den'), chto na poryadok men'she udel'nogo teplovydeleniya zhivogo bodrstvuyushego cheloveka. Udel'noe zhe teplovydelenie vsego ob'ema Solnca eshe na dva poryadka men'she. Blagodarya stol' skromnomu udel'nomu energovydeleniyu zapasov topliva (vodoroda) hvataet na neskol'ko milliardov let podderzhaniya termoyadernoi reakcii.

Yadro edinstvennoe mesto na Solnce, v kotorom energiya i teplo poluchaetsya ot termoyadernoi reakcii, ostal'naya chast' zvezdy nagreta etoi energiei. Vsya energiya yadra posledovatel'no prohodit skvoz' sloi, vplot' do fotosfery, s kotoroi izluchaetsya v vide solnechnogo sveta i kineticheskoi energii^[36][37].

Zona luchistogo perenosa

Nad yadrom, na rasstoyaniyah primerno ot 0,20,25 do 0,7 radiusa Solnca ot ego centra, nahoditsya zona luchistogo perenosa. V etoi zone perenos energii proishodit glavnym obrazom s pomosh'yu izlucheniya i poglosheniya fotonov. Pri etom napravlenie kazhdogo konkretnogo fotona, izluchennogo sloem plazmy, nikak ne zavisit ot togo, kakie fotony plazmoi pogloshalis', poetomu on mozhet kak proniknut' v sleduyushii sloi plazmy v luchistoi zone, tak i peremestit'sya nazad, v nizhnie sloi. Iz-za etogo promezhutok vremeni, za kotoryi mnogokratno pereizluchennyi foton (iznachal'no voznikshii v yadre) dostigaet konvektivnoi zony, mozhet izmeryat'sya millionami let. V srednem etot srok sostavlyaet dlya Solnca 170 tys. let^[38].

Perepad temperatur v dannoi zone sostavlyaet ot 2 mln K na poverhnosti do 7 mln K v glubine^[39]. Pri etom v dannoi zone otsutstvuyut makroskopicheskie konvekcionnye dvizheniya, chto govorit o tom, chto adiabaticheskii gradient temperatury v nei bol'she, chem gradient luchevogo ravnovesiya^[40]. Dlya sravneniya, v krasnyh karlikah davlenie ne mozhet prepyatstvovat' peremeshivaniyu veshestva i zona konvekcii nachinaetsya srazu ot yadra. Plotnost' veshestva v dannoi zone kolebletsya ot 0,2 (na poverhnosti) do 20 (v glubine) plotnostei vody^[39].

Konvektivnaya zona Solnca

Blizhe k poverhnosti Solnca temperatury i plotnosti veshestva uzhe nedostatochno dlya polnogo perenosa energii putem pereizlucheniya. Voznikaet vihrevoe peremeshivanie plazmy, i perenos energii k poverhnosti (fotosfere) sovershaetsya preimushestvenno dvizheniyami samogo veshestva. S odnoi storony, veshestvo fotosfery, ohlazhdayas' na poverhnosti, pogruzhaetsya vglub' konvektivnoi zony. S drugoi storony, veshestvo v nizhnei chasti poluchaet izluchenie iz zony luchevogo perenosa i podnimaetsya naverh, prichem oba processa idut so znachitel'noi skorost'yu. Takoi sposob peredachi energii nazyvaetsya konvekciei, a podpoverhnostnyi sloi Solnca tolshinoi primerno 200 000km, gde ona proishodit, konvektivnoi zonoi. Po mere priblizheniya k poverhnosti temperatura padaet v srednem do 5800 K, a plotnost' gaza do menee 1/1000 plotnosti zemnogo vozduha^[39].

Po sovremennym dannym, ee rol' v fizike solnechnyh processov isklyuchitel'no velika, tak kak imenno v nei zarozhdayutsya raznoobraznye dvizheniya solnechnogo veshestva. Termiki v konvekcionnoi zone vyzyvayut na poverhnosti granuly (kotorye po suti yavlyayutsya vershinami termikov) i supergranulyaciyu. Skorost' potokov sostavlyaet v srednem 12km/s, a maksimal'nye ee znacheniya dostigayut 6km/s. Vremya zhizni granuly sostavlyaet 1015 minut, chto sopostavimo po vremeni s periodom, za kotoryi gaz mozhet odnokratno oboiti vokrug granuly. Sledovatel'no, termiki v konvekcionnoi zone nahodyatsya v usloviyah, rezko otlichnyh ot uslovii, sposobstvuyushih vozniknoveniyu yacheek Benara^[41]. Takzhe dvizheniya v etoi zone vyzyvayut effekt magnitnogo dinamo i, sootvetstvenno, porozhdayut magnitnoe pole, imeyushee slozhnuyu strukturu^[39].

Atmosfera Solnca

Izobrazhenie poverhnosti i korony Solnca, poluchennoe Solnechnym opticheskim teleskopom (SOT) na bortu sputnika Hinode. Polucheno 12 yanvarya 2007 goda.

Fotosfera

Fotosfera (sloi, izluchayushii svet) obrazuet vidimuyu poverhnost' Solnca. Ee tolshina sootvetstvuet opticheskoi tolshine priblizitel'no v 2/3 edinic^[42]. V absolyutnyh velichinah fotosfera dostigaet tolshiny, po raznym ocenkam, ot 100^[43] do 400 km^[1]. Iz fotosfery ishodit osnovnaya chast' opticheskogo (vidimogo) izlucheniya Solnca, izluchenie zhe iz bolee glubokih sloev do nee uzhe ne dohodit. Temperatura po mere priblizheniya k vneshnemu krayu fotosfery umen'shaetsya s 6600 K do 4400 K^[1]. Effektivnaya temperatura fotosfery v celom sostavlyaet 5778 K^[1]. Ona mozhet byt' rasschitana po zakonu Stefana Bol'cmana, soglasno kotoromu moshnost' izlucheniya absolyutno chernogo tela pryamo proporcional'na chetvertoi stepeni temperatury tela. Vodorod pri takih usloviyah sohranyaetsya pochti polnost'yu v neitral'nom sostoyanii. Fotosfera obrazuet vidimuyu poverhnost' Solnca, po kotoroi opredelyayutsya razmery Solnca, rasstoyanie ot Solnca it.d. Tak kak gaz v fotosfere yavlyaetsya otnositel'no razrezhennym, to skorost' ego vrasheniya mnogo men'she skorosti vrasheniya tverdyh tel^[43]. Pri etom gaz v ekvatorial'noi i polyarnyh oblastyah, dvizhetsya neravnomerno na ekvatore on delaet oborot za 24 dnya, na polyusah za 30 dnei^[43].

Hromosfera

Hromosfera (ot dr.-grech. χρομα cvet, σφαίρα shar, sfera) vneshnyaya obolochka Solnca tolshinoi okolo 2000 km, okruzhayushaya fotosferu^[44]. Proishozhdenie nazvaniya etoi chasti solnechnoi atmosfery svyazano s ee krasnovatym cvetom, vyzvannym tem, chto v vidimom spektre hromosfery dominiruet krasnaya H-al'fa liniya izlucheniya vodoroda iz serii Bal'mera. Verhnyaya granica hromosfery ne imeet vyrazhennoi gladkoi poverhnosti, iz nee postoyanno proishodyat goryachie vybrosy, nazyvaemye spikulami. Chislo spikul, nablyudaemyh odnovremenno, sostavlyaet v srednem 6070 tys.^[45] Iz-za etogo v konce XIX veka ital'yanskii astronom Sekki, nablyudaya hromosferu v teleskop, sravnil ee s goryashimi preriyami. Temperatura hromosfery uvelichivaetsya s vysotoi ot 4000 do 20 000 K (oblast' temperatur bol'she 10 000 K otnositel'no nevelika)^[44].

Plotnost' hromosfery nevelika, poetomu yarkost' nedostatochna dlya nablyudeniya v obychnyh usloviyah. No pri polnom solnechnom zatmenii, kogda Luna zakryvaet yarkuyu fotosferu, raspolozhennaya nad nei hromosfera stanovitsya vidimoi i svetitsya krasnym cvetom. Ee mozhno takzhe nablyudat' v lyuboe vremya s pomosh'yu special'nyh uzkopolosnyh opticheskih fil'trov. Krome uzhe upomyanutoi linii H-al'fa s dlinoi volny 656,3 nm, fil'tr takzhe mozhet byt' nastroen na linii Ca II K (393,4 nm) i Ca II H (396,8 nm). Osnovnye hromosfernye struktury, kotorye vidny v etih liniyah^[46]:

• hromosfernaya setka, pokryvayushaya vsyu poverhnost' Solnca i sostoyashaya iz linii, okruzhayushih yacheiki supergranulyacii razmerom do 30 tys. km v poperechnike;
• flokkuly svetlye oblakopodobnye obrazovaniya, chashe vsego priurochennye k raionam s sil'nymi magnitnymi polyami aktivnym oblastyam, chasto okruzhayut solnechnye pyatna;
• volokna i volokonca (fibrilly) temnye linii razlichnoi shiriny i protyazhennosti, kak i flokkuly, chasto vstrechayutsya v aktivnyh oblastyah.

Korona

Solnechnaya korona vo vremya solnechnogo zatmeniya 1999 goda.

Snimok Solnca 9 aprelya 2013 goda. Illyustraciya NASA/SDO.

Korona poslednyaya vneshnyaya obolochka Solnca. Korona v osnovnom sostoit iz protuberancev i energeticheskih izverzhenii, ishodyashih i izvergayushihsya na neskol'ko soten tysyach i dazhe bolee milliona kilometrov v prostranstvo, obrazuya solnechnyi veter. Srednyaya koronal'naya temperatura sostavlyaet ot 1 000 000 do 2 000 000 K, a maksimal'naya, v otdel'nyh uchastkah, ot 8 000 000 do 20 000 000 K^[47]. Nesmotrya na takuyu vysokuyu temperaturu, ona vidna nevooruzhennym glazom tol'ko vo vremya polnogo solnechnogo zatmeniya, tak kak plotnost' veshestva v korone mala, a potomu nevelika i ee yarkost'. Neobychaino intensivnyi nagrev etogo sloya vyzvan, po-vidimomu, effektom magnitnogo peresoedineniya^[47][48] i vozdeistviem udarnyh voln (sm. Problema nagreva korony). Forma korony menyaetsya v zavisimosti ot fazy cikla solnechnoi aktivnosti: v periody maksimal'noi aktivnosti ona imeet okrugluyu formu, a v minimume vytyanuta vdol' solnechnogo ekvatora. Poskol'ku temperatura korony ochen' velika, ona intensivno izluchaet v ul'trafioletovom i rentgenovskom diapazonah. Eti izlucheniya ne prohodyat skvoz' zemnuyu atmosferu, no v poslednee vremya poyavilas' vozmozhnost' izuchat' ih s pomosh'yu kosmicheskih apparatov. Izluchenie v raznyh oblastyah korony proishodit neravnomerno. Sushestvuyut goryachie aktivnye i spokoinye oblasti, a takzhe koronal'nye dyry s otnositel'no nevysokoi temperaturoi v 600 000 K, iz kotoryh v prostranstvo vyhodyat magnitnye silovye linii. Takaya (otkrytaya) magnitnaya konfiguraciya pozvolyaet chasticam besprepyatstvenno pokidat' Solnce, poetomu solnechnyi veter ispuskaetsya v osnovnom iz koronal'nyh dyr.

Vidimyi spektr solnechnoi korony sostoit iz treh razlichnyh sostavlyayushih, nazvannyh L, K i F komponentami (ili, sootvetstvenno, L-korona, K-korona i F-korona; eshe odno nazvanie L-komponenty E-korona^[49]. K-komponenta nepreryvnyi spektr korony. Na ego fone do vysoty 910′ ot vidimogo kraya Solnca vidna emissionnaya L-komponenta. Nachinaya s vysoty okolo 3′ (uglovoi diametr Solnca okolo 30′) i vyshe viden fraungoferov spektr, takoi zhe kak i spektr fotosfery. On sostavlyaet F-komponentu solnechnoi korony. Na vysote 20′ F-komponenta dominiruet v spektre korony. Vysota 910′ prinimaetsya za granicu, otdelyayushuyu vnutrennyuyu koronu ot vneshnei. Izluchenie Solnca s dlinoi volny menee 20 nm, polnost'yu ishodit iz korony^[49]. Eto oznachaet, chto, naprimer, na rasprostranennyh snimkah Solnca na dlinah voln 17,1 nm (171 Å), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å), vidna isklyuchitel'no solnechnaya korona s ee elementami, a hromosfera i fotosfera ne vidny. Dve koronal'nye dyry, pochti vsegda sushestvuyushie u severnogo i yuzhnogo polyusov Solnca, a takzhe drugie, vremenno poyavlyayushiesya na ego vidimoi poverhnosti, prakticheski sovsem ne ispuskayut rentgenovskoe izluchenie.

Video na pamyat' ognennaya plyaska na Solnce, zapechatlennaya SDO...

02 05/13		Prosmotrov: 1794 Avtor: NASA || Original'naya versiya
Sleduite za nami v gruppah
		Za tri goda, proshedshie s momenta, kogda byli peredany pervye snimki Solnca vesnoi 2010 goda, Observatoriya solnechnoi dinamiki (SDO), NASA, sobrala svidetel'stva prakticheski nepreryvnogo rosta solnechnoi aktivnosti, kotoraya priblizhaetsya k svoemu maksimumu, piku solnechnoi aktivnosti, nablyudaemomu v regulyarno povtoryayushihsya 11-letnih ciklah solnechnoi aktivnosti. Etot videomaterial otobrazhaet plody trehletnego perioda nablyudenii SDO za processami, proishodyashimi na Solnce, s vyborkoi dva izobrazheniya v den'...

Video na pamyat' ognennaya plyaska na Solnce, zapechatlennaya SDO...

02 05/13		Rubrika: Stat'i NASA na russkom Avtor: NASA	Prosmotrov: 1794 Original'naya versiya
		Za tri goda, proshedshie s momenta, kogda byli peredany pervye snimki Solnca vesnoi 2010 goda, Observatoriya solnechnoi dinamiki (SDO), NASA, sobrala svidetel'stva prakticheski nepreryvnogo rosta solnechnoi aktivnosti, kotoraya priblizhaetsya k svoemu maksimumu, piku solnechnoi aktivnosti, nablyudaemomu v regulyarno povtoryayushihsya 11-letnih ciklah solnechnoi aktivnosti. Etot videomaterial otobrazhaet plody trehletnego perioda nablyudenii SDO za processami, proishodyashimi na Solnce, s vyborkoi dva izobrazheniya v den'... Podrobnee