1. иск Сонця зда ться різко окресленим. е тому, о практично все видиме випромінювання Сонця ви одить з ду е тонкого шару ото ери. Сла ке випромінювання ільш високи шарів Сонця мо на спостерігати під час повного сонячного затемнення, коли диск Місяця повністю закрива отос еру і ста видно ромос еру й корону. отос ера, ромос ера й корона утворюють атмос еру Сонця (мал. 4.2).
ов ина отос ери не переви у 00 км.
ай ільш помітні о кти на Сонці це темні плями, одну з яки у з ільшеному вигляді пока- зано на малюнку 4. . іаметри плям іноді сяга- ють 200 тис. км. овсім маленькі плями назива-
ють ора и. Уся отос ера Сонця нагаду сукупність яскрави плям рану , розділени мі со ою вузькими і менш яскравими про- мі ками. озмір ко ної з гранул при лизно 700 км. Малюнок, який утворюють гранули, постійно зміню ться ( уквально за 10 в вони встигають з явитися і зникнути). лазма у гранула підніма ться вгору, а в мі гранульни простора опуска ться вниз. ому різниця температур гранул і темни промі ків сяга 600 К. роцес постійного виникнення і зникнення гранул у отос ері називають рану і .
Картина он них повільніше, але постійно зміню ться: плями з являються, ростуть і розпадаються (мал. 4.6). ас иття груп плям становить 2 о ерти Сонця навколо сво ї осі. лями олодніші за ото- с еру на 2 2, тис. градусів, тому на загальному оні сонячного диска вони темніші.
Ìàë. 4.6. инаміка зміни розмірів і орми групи сонячни плям
Сонячні плями зазвичай з являються групами в ме а невеликої о ласті, витягнутої паралельно екватору. а розмірами у групі виділяють- ся дві плями: головна (за ідна) пляма, о йде попереду за о ертанням Сонця, і востова. остійні спостере ення сонячни плям показують, о Сонце о ерта ться в напрямку ру у планет і пло ина сонячного екватора на илена до пло ини екліптики під кутом 7 1 .
ако виявлено, о кутова швидкість о ертання Сонця зменшу ться від екватора до полюсів. еріод о ертання Сонця зміню ться від 2 ді на екваторі до 0 ді на полюса . Багаторічні спостере ення утворення плям на Сонці показали, о циклічні коливання числа плям. ноді ї не ува зовсім, а іноді одночасно виникають десятки велики плям. Середня тривалість такого циклу становить при лизно 11 років.
Крім плям у отос ері спостерігаються аке и яскраві утворення, видимі в ілому світлі перева но по лизу краю диска Сонця. Вони мають складну волокнисту структуру, ї ня температура на кілька сотень граду- сів переви у температуру отос ери.
Ìàë. 4.5. дна із сонячни плям і отос ерна грану-
ляція
102
Утворення плям і акелів пов язане з магнітним полем Сонця. Як показують дослід ення, індукція магнітного поля Сонця в середньому вдвічі ви а, ні на повер ні емлі, однак у місця появи сонячни плям вона з ільшу ться в тисячі разів, сягаючи 0, л. е призводить до осла - лення конвекції та зменшення температури всередині сонячної плями.
2. Т У неперервному спектрі Сонця мак-
симальна енергія випромінювання припада на дов ину вилі λmax =
= 470 нм. оді за законом змі ення Віна одер у мо температуру:
T = 0,0029 λmax
, звідки Ò = 6170 К.
3. ад
отос ерою розмі ена хро о ера Сонця. агальна її дов ина 10 1 тис. км. емпература у ромос ері з висотою підви у ться від 4 00 К до кілько десятків тисяч. Випромінювання ромос ери в сотні разів менше від отос ери, тому для її спостере ення застосовують спе- ціальні методи, о дають змогу виділяти сла ке випромінювання. ро- мос ера досить неоднорідна і ма вигляд довгасти витягнути язичків а о зу чиків іку , о мають дов ину лизько 10 тис. км і вигляд палаючої трави. Спікули викидаються з ни ньої ромос ери зі швидкі- стю до 0 км/с час ї нього иття кілька вилин. дночасно на Сонці існу до 2 0 тис. спікул.
а краю сонячного диска до ре видно ротуберан і гігантські арки а о виступи, о ні и спираються на ромос еру. міна й орма проту е- ранців (мал. 4.7) тісно пов язані з магнітним полем Сонця. роту еранці виділяються на оні корони, тому о мають ільш високу густину і тем- пературу лизько 104 К. видкість ру у речовини активни проту еран- ців сяга 200 км/с, а висота підйому 40 радіусів емлі.
Ìàë. 4.7. міни проту еранця, о спостерігався протягом кілько годин У ромос ері спостерігаються поту ні й швидкі процеси а ахи (мал. 4.8). і яскраві утворення існують від кілько вилин до годин.
азвичай сонячні спала и про одять по лизу груп сонячни плям і су - про вод уються викидами речовини зі швидкістю до 100 тис. км/с.
он на корона на бі ш розріджена та ар а обо онка он о ошир т від н о о на кі ка он них радіу ів і а те ературу
аз и до н раду ів (мал. 4.9).
Яскравість сонячної корони в мільйон разів менша, ні отос ери.
ому спостерігати сонячну корону мо на під час повни сонячни затем- нень а о за допомогою спеціальни телескопів-короногра ів. Високу тем- пературу і розрід еність корони підтверд ено спектральним аналізом, а тако її радіо- і рентгенівським випромінюванням.
агрівання корони до високи температур від ува ться за ра унок передачі енергії коливальни (конвективни ) ру ів речовини з отос е- ри. вилі частотою звукови коливань у короні, де густина речовини
10
СОНЦЕ НАЙБЛИЖЧА ЗОРЯ
Ìàë. 4.8. ромос ерний спала
на Сонці Ìàë. 4.9. Сонячна корона під час затемнення Сонця швидко зменшу ться, стають ударними. Вони швидко згасають, від ува-
ться перетворення ме анічної енергії виль у тепло. ерез високу тем- пературу густина корони зменшу ться повільно, тому зовнішні шари атмос ери Сонця тягнуться а до ор іти емлі.
4. М Маса, радіус, кількість
енергії, випромінюваної Сонцем, залишаються практично сталими, але на всі рівня сонячної атмос ери спостерігаються структурні утворення,
о змінюють свої ізичні параметри в часі.
уку ні т не та іонарних ро е ів о еріоди но виника т у о н ні ат о ері назива т ñîíÿ÷íîþ àêòèâíіñòþ.
роявом сонячної активності плями, акели у отос ері, проту е- ранці, спала и й викиди речовини в атмос ері й короні. Місця, де вони виникають, називають активни и об а т и (мал. 4.10). Усі активні утворення вза мопов язані мі со ою за допомогою магнітни полів і постійно змінюються в активни о ластя Сонця. ентри активності, зарод уючись на деякій гли ині під отос ерою, простягаються у вигля- ді ярусів далеко в сонячну корону.
У середині I ст. швейцарський астроном удо Во (1817 189 ) запропонував арактеризувати стан сонячної активності відносни- ми числами плям (названи згодом числами Воль а): W = 10g + f, де g – кількість груп плям f загальна кількість усі плям, які в цей момент на диску Сонця.
Сонячну активність арактеризують тако сумарною пло ею плям, потоком радіовипромінювання в сантиметровому діапазоні виль то о.
а початку 11-річного циклу, після міні- муму W, плями з являються досить дале- ко від сонячного екватора, на широта
лизько 0 . ротягом циклу зона плям спуска ться до екватора до 1 у макси- мумі W і до 8 у наступному мінімумі.
алі на високи широта 0 утворюють- ся плями нового циклу. і закономір- ності стосуються й активни о ластей у цілому.
е тільки поява плям, але й сонячна активність у цілому мають 11-річну циклічність (коливання циклів актично
про одить у ме а від 7, до 16 років). Ìàë. 4.10. Сонце в рентгенівськи про меня . айяскравіші місця о ласті прояву сонячної актив -
ності
104
ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО
1. яки о олонок склада ться атмос ера Сонця 2. о таке отос ера Сонця
3. Які о кти арактерні для отос ери Сонця 4. ому сонячні плями темніші, ні отос ера 5. о розуміють під грануляці ю
6. о розуміють під ромос ерою та короною Сонця 7. Які яви а спостерігають у ромос ері й короні Сонця