31. Фотосфера. Грануляция. Солнечные пятна и их природа.

Наблюдаемое излучение Солнца возникает в его тонком внешнем слое, который называется фотосферой. Толщина этого слоя 0,001R = 700 км.

В фотосфере образуется видимое излучение Солнца, имеющее непрерывный спектр.

Визуальные и фотографические наблюдения фотосферы, выполненные во время особенно хороших атмосферных условий, позволяют обнаружить тонкую ее структуру, напоминающую тесно расположенные кучевые облака или рассыпанные рисовые зерна. Светлые округлые образования называются гранулами, а вся структура —грануляцией. Угловые размеры гранул в среднем составляют не более 1" дуги, что соответствует на Солнце менее 700 км. Каждая отдельная гранула “существует” в среднем 5-10 минут, после чего она распадается, а на ее месте возникают новые.

Гранулы окружены темными промежутками, образующими как бы ячейки или соты. Спектральные линии в гранулах и п промежутках между ними смещены соответственно в синюю и красную сторону. Это означает, что в гранулах вещество поднимается, а вокруг них опускается. Скорость этих движений составляет 1-2 км/сек.

Грануляция — наблюдаемое в фотосфере проявление конвективной зоны, расположенной под фотосферой. В конвективной зоне происходит активное перемешивание вещества в результате подъема и опускания отдельных масс газа (элементов конвекции). Пройдя путь, примерно равный своим размерам, они как бы растворяются в окружающей среде, порождая новые неоднородности. В наружных, более холодных слоях, размеры этих неоднородностей меньше.

Причиной возникновения конвекции в наружных слоях Солнца являются два важных обстоятельства. С одной стороны, температура непосредственно под фотосферой очень быстро растет в глубь и лучеиспускание не может обеспечить выхода излучения из более глубоких горячих слоев. Поэтому энергия переносится самими движущимися неоднородностями. С другой стороны, эти неоднородности оказываются весьма “живучими”, если газ в них не полностью, а лишь частично ионизован: за счет ионизационной энергии их температура почти не меняется и избыток температуры долго сохраняется.

Со?лнечные пя?тна — тёмные области на Солнце, температура которых понижена примерно на 1500 К по сравнению с окружающими участками фотосферы. Наблюдаются на диске Солнца (с помощью оптических приборов, а в случае крупных пятен — и невооружённым глазом) в виде тёмных пятен. Солнечные пятна являются областями выхода в фотосферу сильных (до нескольких тысяч гаусс) магнитных полей. Потемнение фотосферы в пятнах обусловлено подавлением магнитным полем конвективных движений вещества и, как следствие, снижением потока переноса тепловой энергии в этих областях.

Количество пятен на Солнце (и связанное с ним число Вольфа) — один из главных показателей солнечной магнитной активности.