Походження магнітних полів

Остаточної відповіді на це питання не має. Можливо, що внаслідок неоднорідності обертання Сонця виникає циркуляція газів, яка породжує магнітні вихори.

Невеликі магнітні поля, які існують поблизу плям підсилюють конвекцію. Це пояснюється тим, що слабке поле не може зупинити рух речовини, воно лише послаблює турбулентність і впорядковує рух газу чим підсилює конвекцію. Тому біля плям спостерігаються області великої яскравості які називаються факелами.

Над фотосферою знаходиться хромосфера. В звичайних умовах спостерігачу не озброєному спеціальними приладами хромосферу не видно. Під час повних сонячних затемнень можна спостерігати над краєм Місяця рожеве сяйво, що облямовує Сонце, це хромосфера. Ширина , що відповідає товщині 12-15 тис. км. Х-розріджене утворення. Густина речовини в нижніх шарах ~ ,а у верхніх шарах ~ .

У Хромосфері спостерігаються гранули, які мають волокнистий вигляд і називаються флокулами. У Хромосфері виявлено факельні поля, які розташовані в тих самих місцях на Сонці, що і фотосферні і хромосферні факели є проявом одного і того ж процесу на різних висотах. Кількість хромосферних факелів залежить від активності Сонця. Раптове посилення частини факельного поля на Хромосферному рівні утворює сонячний спалах.

При спостереженні Хромосфери в лінії виразно видно темні волокна-це проекції протуберанців на диск Сонця. На вдалих фотографіях Хромосфери видно її неоднорідність. Поверхня Хромосфери складається з великої кількості струмочків, ніби язиків полум’я. Окремі струмені піднімаються над середнім рівнем Хромосфери, утворюючи невеликий кут з її поверхнею. Ці струмені називаються спікулами. Протяжність окремих спікул-кілька тисяч км. Час існування 8-15 хв., час підйому 1.5 хв. Швидкість руху вгору 20000 м/с.

Рисунок – Факельні поля

Хромосфера має емісій ний спектр, який складається з яскравих ліній. При спостереженнях здається що вони (лінії) спалахують в момент повної фази затемнення Сонця. Тому цей спектр називають спектром спалаху. На фотопластинці одержуємо серповидні спектральні лінії.

Найінтенсивніші лінії водню, гелію, іонізованого кальцію. За спостереженнями з-за меж атмосфери (з ракет) в спектрі виявлені лінії Не , Не . Такі лінії можуть з’явитись при температурі не нижчій 25000-35000 . Спектр Хромосфери дуже подібний на спектр Сонця, в якому всі лінії поглинання замінено лініями випромінювання, а суцільний спектр відсутній. В спектрі Хромосфери лінії іонізованих і важкозбуджуваних елементів яскравіші ніж в спектрі фотосфери. Все це вказує на те, що температура в Хромосфері зростає із збільшенням висоти. Нижні шари Хромосфери більш-менш однорідні і мають температуру 5000 . На висотах 1000 км. з’являються спікули-гарячі струмені речовини температура яких може досягати 20000 К і вище.

Хромосфера-досить протяжна. На найбільшій висоті в Хромосфері (14000 км.) спостерігається випромінювання іонів Са. На висоті 12000 км. виявляється водень, на висоті 7000 км. – гелій.

Пояснення великої протяжності Хромосфери і збільшення її температури з висотою є основною трудністю у побудові фізичної моделі Хромосфери. Загальновизнаних пояснень цим питанням поки що немає.

Хромосферні спалахи

Короткочасні, але дуже швидкі підсилення яскравості невеликої ділянки Хромосфери мають назву хромосферних спалахів. Раптово на короткий час (кілька хвилин, рідко годину) поблизу області сонячних плям і факельних полів відбувається збільшення яскравості майже в усіх хромосферних лініях, особливо лінії Н . Потім протягом кількох десятків хвилин свідчення послаблюється. Хромосферні спалахи супроводжуються підсиленням випромінювання в ультрафіолетовій та рентгенівській областях і на радіочастотах, посилюється також корпускулярне випромінювання і космічні промені.

Природу хромосферного спалаху ще не з’ясовано.

А.Б.Сєвєрний, помітив що хромосферні спалахи виникають навкруги тих місць, де сильне магнітне поле міняє свій знак, - поблизу нейтральної лінії.

Він висунув гіпотезу про те, що магнітний тиск(особливо сильний біля магнітних неоднорідностей) зумовлює стиск газу з дуже великою швидкістю і по обидва боки від нейтральної лінії утворюються дві ударні хвилі, які швидко з’єднуються. Там де вони з’єднуються температура може підвищуватись до 10 град. У цих місцях можливі термоядерні реакції, потужне ультрафіолетове, рентгенівське та корпускулярне випромінювання.

За іншими гіпотезами розігрівання Хромосфери в області спалахів може відбуватись внаслідок падаючих протуберанців.

Сонячна корона – зовнішня і найбільш протяжна частина атмосфери . Яскравість корони майже в 10 разів менша за яскравість фотосфери. Зовнішній вигляд корони нагадує сріблясто біле сяйво навколо .

Рисунок – Кільця в Сонячній короні

Корона має променисту будову. Її форма змінюється з часом. В роки максимуму активності корона майже рівномірно оточує , а в роки мінімуму активності вона стиснута біля полюсів і її промені видно в основному вздовж екватора . Корону розділяють на дві зони: зовнішню і внутрішню. Ознака поділу – емісійні лінії, які спостерігаються у спектрі внутрішньої корони і їх відсутність у спектрі зовнішньої корони. Поблизу на віддалі 0,3 спектр корони – слабкий неперервний спектр на фоні якого видно яскраві лінії випромінювання. Ця область називається внутрішньою короною. На більших віддалях лінії випромінювання послаблюються, але з’являються лінії Фраунгофера.

Розподіл енергії в спектрах внутрішньої корони майже не відрізняється від розподілу Е в спектрі . Це говорить про те, що корона розсіює сонячне світло. Світло внутрішньої корони помітно поляризоване, це дає можливість уточнити природу розсіюваних частинок. Це можуть бути пилові частинки і вільні електрони. Але частинки пилу завдяки високій температурі повинні випаровуватись. Тому частинками, які розсіюють світло можуть бути тільки вільні електрони.

Походження емісійних ліній в спектрі корони довго було загадкою для астрономів. Довжини хвиль цих ліній не відповідали лініям відомих елементів таблиці Менделєєва. Виникло припущення, що в короні присутній хімічний елемент невідомий ще на Землі, його назвали Корній.

В 1940 році шведський фізик Едлен розв’язав загадку. Він показав, що лінії випромінювання в короні – це заборонені лінії багаторазово іонізованого заліза, нікелю, кальцію.

Заборонені лінії в спектрі корони вказують на надзвичайно низьку густину речовини в короні, а високий ступінь іонізації газів – на температуру близько мільйона градусів.