Глава 3
Физика на Слънцето

Слънцето е най-близката звезда, на която можем най-детайлно да изучаваме процесите в атмосферата. Видимата повърхност на Слънцето се нарича фотосфера. По нея се определя радиусът на Слънцето. Слънцето има формата на кълбо, незначително сплеснато откъм полюсите.

3.1  Основни характеристики на Слънцето

Радиусът на Слънцето се определя по неговия ъглов диаметър
Rsun=696000 km » 109 RЕ.
Масата на Слънцето се определя по третия закон на Кеплер.
Msun=2.1030kg.
Потокът от електромагнитно излъчване на Слънцето на разстояние 1a.u. се нарича слънчева константа
Fsun=1,37.103 Wm-2,
която се определя експериментално. Светимостта на Слънцето се определя чрез слънчевата константа
Lsun=4pa02Fsun=3,85.1026W.
Потокът от единица площ на Слънцето е
esun= Lsun

4pRsun2
.
Чрез него определяме ефективната температура на Слънцето
Teff=
4 ж
Ц
 
 

esun

s
 
=5785 K.
Яркостната, цветовата и ефективната температура на Слънцето се различават. Наблюденията на слънчевите петна показват, че Слънцето има околоосно въртене в посока изток-запад, което съответствува на ротация обратно на часовниковата стрелка, гледано от северния полюс на Слънцето. Слънчевият екватор се определя от равнина перпендикулярна на оста на въртене. Той сключва с еклиптиката ъгъл 7°15ў. Положението на едно петно върху диска на Слънцето се определя от неговата хелиографска ширина B, която се определя с ъгъла между равнината на слънчевия еквятор и радиус-вектора към определено петно. Хелиографската ширина е положителна в северната и отрицателна - в южната хелиосфера. Хелиографска дължина L се мери от предварително дефиниран начален меридиан, наречен меридиан на Керингтън, който преминава през пресечната точка на екватора и еклиптиката на 1.01.1854 г. в 0hUT. положението на едно петно върху Слъмцето се определя еднозначно с хелиографските координати L и B. Скоростта на околоосно въртене на Слънцето не е еднаква за различни хелиографски ширини. Тя намалява от слънчевия екватор към полюсите. Ъгловата скорост на слънчевите петна се определя с формулата
w = 14,4°- 2,7°sin2 B d-1.
Зависимостта на ъгловата скорост от хелиографската ширина се нарича диференциално въртене на Слънцето. Синодичният период на Слънцето е 27,0 денонощия (d), който съответствува на хелиографска ширина ±8°. Тази стойност на ротационния период се използува в геофизичните статистически изследвания на слънчево-земните връзки. Периодът на обект от слънчевата фотосфера около екватора е около 25 d, а около полюса - 30 d.

3.2  Непрекъснат спектър

Ние можем да наблюдаваме само фотосферата в оптическия диапазон. По време на пълни слънчеви затъмнения се наблюдават хромосферата и короната на Слънцето, докато слоевете под фотосферата са недостъпни за наблюдение. Електромагнитното излъчване на Слънцето е средоточено предимно в интервала от дължини 150 nm - 0,5 cm, което се излъчва от различни слоеве на слънчевата атмосфера. В късовълновия ултравиолет (180 - 300 nm) се наблюдават високите и по-хладни слоеве от слънчевата фотосфера, поради което яркостната температура е около 4500 К. В инфрачервения диапазон за дължина l » 5mm поради същата причина яркостната температура е около 5 000 К. В радиодиапазона l » 1m яркостната температура е около милион градуса. Тези факти показват, че излъчването на Слънцето в различните спектрални диапазони се формира от различни слоеве, които се различават по своята температура. Високите слоеве от слънчевата атмосфера са с ниска плътност и те са прозрачни за оптическия диапазон и непрозрачни за радиовълните. В късия ултравиолет l < 150mm спектърът на Слънцето е чисто емисионен, докато в диапазона 150 Ј l Ј 1mm - e абсорбционен поради по-високият коефициент на поглъщане k(n) в честотите на спектралните линии, отколкото в непрекъснатия спектър, т. нар. селективно поглъщане. В спектъра на Слънцето са оттъждествени по абсорбционните линии около 70 химични елемента. Химичният състав на Слънцето е близъл до средния космичен състав, изрaзен в проценти маса той е : X=0.76, Y=0.22, Z = 0.02. Потокът на лъчението е на насочено по радиуса на Слънцето. То идва от по-дълбоките слоеве, и възбужда атомите в по-високо разположения, но по- хладен слой. Излъчването на възбудените атоми от този слой е в различни посоки, което е еквивалентно на разсейване на лъчението, излъчвано от по-горещите слоеве и по-дълбоки слоеве. Това квантово разсейване е причината за образуването на абсорбционните линии в спектъра на Слънцето. Количественото съдържание на химичните елементи се определя по метода на кривите на нарастване, който е разгледан в Гл. 4. Химичният състав на Слънцето се оказва близък до средния космичен състав: X=0.76, Y=0.22, Z = 0.02.

3.3  Слънчева атмосфера

3.3.1  Фотосфера

Гръцката дума фотосфера означава светлинен слой. За долна граница на фотосферата се приема слоят с оптична дебелина t(l) » 1, който за дължина на вълната l = 500nm , се бележи с t5. Фотосферата се определя като сферично симетричен слой с оптичната дебелина t5 = 1. Този слой е основен и от него е прието да се измерват височините във фотосферата на Слънцето. По-високите слоеве, разположени над основния слой, поглъщат незначително количество енергия, след което безпрепятствено я излъчват в пространството, т.е. оптичната дебелина намалява, поради което температурата също намалява с нарастването на височината. Яркостта на фотосферата рязко спада към края на слънчевия диск, което още се нарича потъмнение. Фотосферата съответствува на тънък плазмен слой с дебелина около 550 км, в който температурата намалява с нарастването на височината. Тя е тънка обвивка, от която лъчението на оптичния диапазон се излъчва в космическото пространство, без някакво съществено разсейване и поглъщане от по-високите слоеве на слънчевата атмосфера. Средната дължина на свободния пробег на фотоните в атмосферата се определя от уравнението
l = 1

s(n) n
,
където n е концентрацията на поглъщащите частици, а s(n) е сечението на разсейване на частиците. С нарастването на височината във фотосферата, плътността на плазмата, а следователно и концентрацията n на разсейващите частици намалява, поради което свободният пробег на фотоните l бързо нараства и достига стойност от порядъка на височината на еднородната атмосфера, която се дава с формулата
H = kT

mmu gsun
.
Когато l << H, фотоните се поглъшат и преизлъчват многократно (квантово разсейване) при преминаване на разстояние » H. Обратното, когато l >> H, фотоните безпрепятствено ще изминат дължина H. Тези разсъждения ни дават възможност да определим фотосферата като сферичен плазмен слой с дебелина l » H, като основата на този слой е разположена на оптична дълбочина с оптична t5 = 1.
Във фотосферата на Слънцето поглъщането на Н и Не е слабо. Температурата във фотосферата е около 6000 К. Лъчението се състои от фотони с енергия 2-3 eV. Физическите условия във фотосферата са подходящи за образуването на линии на поглъщане на елементите с нисък потенциал на възбуждане като Fe и Mg. Поради ниското си съдържание тези елементи не оказват съществено влияние върху разпределението на енергията в непрекъснатия спектър. Поглъщането в непрекъснатия спектър се осъществява от отрицателните йони на водорода H-. Енергията на връзката на електрона с водородния атом в H- е слаба eH- = 1,5 eV и се разрушава от фотони с енергия по-голяма от 1,5 eV, което съответствува на лъчение с дължина на вълната l Ј 800 nm. Този процес определя коефициента на поглъщане в непрекъснатия спектър. Източникът на свободните електрони, които се присъединяват към водорода и образуват H-, са металите с нисък потенциал на йонизация Li, Na, Mg, Al, K, Ca и Si. Основната информация за фотосферата на Слънцето се получава от спектралния анализ. Коефициентът на поглъщане в спектралните линии е съществено по-висок от този в непрекъснатия спектър. Тъмните спектрални линии се образуват в по-високите и по-хладни слоеве на фотосферата, а непрекъснатия спектър - в по-дълбоките и по-горещи слоеве. Центърът на спектралната линия се образува при максимален коефициент на поглъщане k(l), поради което оптичната дебелина t(l) » 1 съответствува на малка дълбочина l, т.е. най-външните слоеве с най-ниска температура, докато крилата на спектралната линия се образуват в най-дълбоките и най-горещи слоеве на фотосферата.

3.3.2  Елементарен модел на сива фотосфера

Уравнението за хидростатично равновесие и уравнението за преноса на лъчистата енергия дават възможност да се построи модел на фотосферата. Уравнението за пренос на енергията 4.13 записваме във вида
c d PR(t)

dt
= S(n) - I (n)
(3.1)
Приемаме условието за локално термодинамично равновесие, според което в 3.1 полагаме S(n) = sTett4 и I (n) = 0. , което означихме с ЛТР, т.е. локално термодинамично равновесие. Интегрираме и получаваме
c PR(t) = sTeff4 (t+ const.,)
(3.2)
Константата определяме от граничното условие, че слоят с оптична дебелина t = 0, който е слой с минимална температура, има лъчистото налягане PR(t) = PR(0). Приемаме, че за този слой излъчва като абсолютно черно тяло(АЧТ). Моделът на АЧТ е много добро приближение за дълбоките слоеве на Слънцето, които са разположени под фотосферата, докато за слънчевата атмосфера е твърде грубо приближение. Въпреки това ние приемаме, че лъчението, което преминава радиално през слънчевата фотосфера може да се представи с формулата на Планк като излъчване на АЧТ и температура Teff (формула 2.30). В такъв случай като използуваме формулата за лъчисто налягане, приемаме, че половината от лъчението, което се дава с формула 2.30 преминава радиално навън към по-високите слоеве и упражнява налягане върху тях, а другата половина от налягането действува радиално във всички посоки.
PR(0) = PR/2 = 2s

3c
Teff4.
(3.3)
В по-горното уравнение (3.2) заместваме t = 0 и PR(t) = PR(0) и получаваме
const. = c

sTeff4
4 PR(0) = 2

3
,
(3.4)
От уравнения 3.2, 3.3 и 3.4 получаваме зависимостта на температурата от оптичната дебелина, която се измерва от слоя с оптична дебелина t = 0 навътре към центъра на звездата Тя се дава с уравнението
T(t) = Teff ж
и
3

4
t+ 1

2
ц
ш
1/4

 
,
(3.5)
Изменението на плътността във фотосферата на Слънцето се дава с барометричната формула
r(h) = ro e[(-mgsunh)/(kT)] = ro e[(-h)/(H)].,
(3.6)
където
H = kT

m gsun
» 550 km
е височината на еднородната фотосфера, която дава характерният размер на този слой от слънчевата атмосфера. Освен това за сферично-симетричен слой с такава дебелина оптичната плътност t намалява е пъти. В барометричната формула 3.6 с h бележим височината в слънчевата атмосфера от един слой с оптична дебелина t = 2/3, която се определя от нашия модел с константата на оптичната дебелина, определена с формулата 3.4. Този слой приемаме за основен. Височината h расте с радиус-вектора на Слънцето. Ако искаме да изразим изменението на температурата във фотосферата като функция на височината h, определена от барометричната формула, тогава измерването става от слой с оптична дебелина t(h) » krh » 2/3, за който приемаме h = H. Тогава зависимостта на оптичната дебелина от височината се дава със следната формула
h = H[1- 3

2
t(h)].
(3.7)
В последната формула с t(h) = krh е средната оптична дебелина на слоевете, измервани от горния слой на фотосферата навътре към центъра на Слънцето. От този елементарен модел на сива фотосфера следва, че температурата намалява с нарастването на височината във фотосферата според формула 3.5 и формула 3.7 както следва:
(1) Основен слой. Височината h = 0, оптичната дебелина t = 2/3, температурата е максимална T (2/3) = Teff » 5785 K за фотосферата. От този основен слой h = 0 се измерва височината на фотосферата, което означава, че разпределението на енергията в този слой е най-близко до това на абсолютно черно тяло, а температурата равна на ефективната температура.
Елементарен модел на сива фотосфера
Височина h в km Оптична дебелина t Температура T (t)
-280 1.0 6117 K
0 0.66 5785 K
140 0.5 5595 K
476 0.1 5038 K
550 0.01 4883 K
560 0.00 4864 K
(2) На височина h = 140 км, оптичната дебелина t = 1/2, температурата T (1/2) = 0/93Teff » 5600 K
(3) На височина h= H = 560 км, оптичната дебелина t = 0, температурата на слоя е минимална T(0) = 0,841 Teff » 4860 K ( точните съвременни модели дават T=4180K). Този слой се нарича преходен и от него започва следващия слой от слънчевата атмосфера, наречен хромосфера.
От модела на фотосферата следва, че нейната дебелина е H = 560 км, т.е. H » 10-4Rsun, осем десетохилядни от слънчевия радиус, като температурата е намаляваща функция с височината, измерена от основния слой с h = 0.

3.3.3  Потъмнение към края на слънчевия диск за модел на сива атмосфера

Слънцето е единствената звезда, на която наблюдаваме видим диск, който е най-ярък във видимия център, а към края на диска се наблюдава ясно изразено намаляване на яркостта. Това явление се нарича потъмнение към края на диска. От уравнението на преноса на енергията 2.14 следва, че интензитетът на излъчване, освен от функцията на излъчване S(n), зависи и от ъгъла q. Това е ъгълът между радиус-вектора от центъра на Слънцето до определен елемент от слой на фотосферата и зрителния лъч. Към центъра на слънчевия диск q = 0, докато на края на слънчевия диск съответствува q = 90 °. Потъмнението към края на слънчевия диск се обяснява с понижението на температурата с височината във фотосферата. Потокът на лъчението от видимия център на слънчевия диск се излъчва от слой с оптична дебелина t(l) » 2/3, най-дълбокият и най-горещ слой. Наблюдаваното излъчване в края на слънчевия диск е от друг слой със същата оптична дебелина t(l) » 2/3, но последният е разположен на по-голяма височина срямо основния слой на фотосферата, поради което е с по-ниска температура. Слоевете с по-ниска температурата, спрямо най-дълбокия слой, излъчват по-малки потоци F(T)=sT4, което означава намаление на светлинните потоци от по-големи височини във фотосферата. Колкото по-близо до края на слънчевия диск е наблюдаваната област, толкова по-голяма е височината на слоят, от който наблюдаваме излъчването. По-ниският поток на излъчването от по-големи височини се възприема от наблюдателя в оптичния диапазон като потъмнение към края на диска. Потъмнението към края на слънчевия диск е различно за различните дължини на вълните. С намалението на дължината на вълната ефекта на потъмнение към края на диска се увеличава. Например, в близкия ултравиолет, който се пропуска от земната атмосфера, потъмнението към края на видимия слънчев диск е по-ясно забележимо, отколкото във видимия диапазон на спектъра. Излъчването във видимия ултравиолет се наблюдава от по-високи слоеве на фотосферата, където градиента на температурата е по-голям спрямо най-дълбокия слой на фотосферата за ултравиолетовото излъчване , за който t(l) » 2/3, поради което потъмнението към края на диска е по-силно. Тази зависимост на потъмнението от дължината на вълната се потвърждава от наблюденията. Обаче в рентгеновия диапазон яркостта на излъчването към края на слънчевия диск се увеличава, обратното на яркостта във видимия диапазон. Тази обратна зависимост се обяснява с факта, че колкото по-близо до лимба (видимия край на дика) е наблюдаваната област, толкова по-голяма е височината на излъчващия слой в короната, където температурата е от порядъка на милиони градуси, за което ще стане дума по-долу.
За количественото описание на потъмнението на слънчевия диск изхождаме от уравнението на преноса 2.13, което записваме във вида
d I(t)

dt
= S(t).
(3.8)
Умножаваме това уравнение от двете страни с et и получваваме
d[et I(t)] = S(t) et d t.
(3.9)
Интегрираме последното уравнение и получаваме
et I(t) = t
у
х
0 
S(t) et d t+ const.
(3.10)
Интензитетът на наблюдаваното лъчение зависи от проекцията на елементa на фотосферната плазма върху слънчевия диск, което се определя от ъгъла q. Полагаме за фотосферния слой с минимална температура t = 0 и I(t) = I(0), което изразява условието, че интензитетът на фотосферното излъчване при минимална температура I(0) се формира в слой с най-малка оптична дебелина, която в уравнение 3.10 се измерва по радиус-вектора на слънчевия радиус и съответствува на слоя с минимална температура. Тази температура следва от уравненията 3.5 и 3.7 в модела за сива фотосфера. От това началното условие t = 0 определяме константата
const. = I(0) + tў
у
х
0 
S(tў)etў) d tў,
(3.11)
където tў е оптичната дебелина на фотосферния слой, от който наблюдаваме излъчването, но измервано обратно на радиус вектора на слънчевия радиус, т.е. навътре във фотосферата по зрителния лъч. Заместваме константата в уравнение 3.10 и получаваме за излъчването от оптически плътен слой
I(tmax) = I(0)e-tmax + tў
у
х
0 
S(tў)etў-t d tў.
(3.12)
Последното уравнение означава, че фотосферното излъчване се наблюдава от слой с най-голяма оптична дебелина tmax » 2/3 , която е почти еднаква, но височината h, измервана от слоя с минимална температура е различна за различни точки от слънчевия диск при една и съща стойност на tmax » 2/3 . Формално от математична гледна точка tmax® Ґ. Тогава в уравнение 3.10, в което приемаме първия член за нула, след което заместваме константата от 3.11 и за наблюдател, който наблюдава излъчването от фотосферата от оптически дебел слой, това уравнение се записва във вида
I(tmax) = Ґ
у
х
0 
S(tў) e- tў dtў.
(3.13)
За да трансформираме оптичната дебелина, измерена по радиуса, в такава по зрителния лъч на наблюдателя полагаме и
tў = t

cosq
.
и получаваме окончателно уравнението на преноса в интегрална форма за фотосферата, като полагаме още в уравнение 3.12 t® Ґ и tў = t получаваме уравнението на преноса, в което интензитетът е функция на ъгъла q, който е q = 0° за видимия центъра на диска q = 90 ° - за видими край на слънчевия диск, т.нар. лимб.
I(q) = Ґ
у
х
0 
S(t)e- tsec q) sec qdt.
(3.14)
В последното уравнение функцията на източника S(t) може да се представи като линейна функция на оптичната дебелиан с уравнението
S(t) = a + b t,
(3.15)
където a и b са константи. Заместваме в 3.15 в 3.14 и получаваме
I(q) = Ґ
у
х
0 
( a + bt)e- tsecq) sec qdt.
(3.16)
Полагаме t = tsecq ( или t = t cos q), след което заместваме в 3.16 и получаваме зависимостта на интензитета на излъчването от ъгъла q
I(q) = Ґ
у
х
0 
(a + bt cosq)e-t dt. = a + b cosq,
(3.17)
която се нарича потъмнение към края на слънчевия диск. От последното уравнение следва, че интензитетът, наблюдаван в центъра на слънчевия диск е максимален
I(0) = a + b,
докато от края на слънчевия диск интензитетът е минимален
I(p/2) = a.
Отношението на интензитета от произволна наблюдавана област на слънчевия диск към максималния интензитет се дава с отношението
I(q)

I(0)
= a + bcosq

a + b
,
където полагаме
b = b

a + b
(3.18)
и получаваме уравнението за потъмнение към края на слънчевия диск.
I (q) = I(0)[1 - b+ bcosq]
(3.19)
където b се нарича коефициент на потъмнение. Като вземем под внимание уравнението за температурата в модела за сива атмосфера 3.5 и приемем излъчването от фотосферата като АЧТ, . от уравнение 3.15 получаваме
S(t) = B(T) = sT4

p
= 3s

4p
Teff4(t+ 2

3
).
(3.20)
От сравнението на това уравнение с зависимостта 3.15 следва, че a = [(2)/(3)], b = 1. От уравнение 3.18 получаваме b = 0.6. Тогава уравнението за потъмнение на сива атмосфера получаваме в окончателен вид
I (q) = I(0)[ 0.4 + 0.6 cosq].
(3.21)
Тази форма на закона на потъмнение се потвърждава от наблюденията на Слънцето.

3.3.4  Потъмнение на звездите дискове

Слънцето е единствената звезда, на която наблюдаваме видим диск. Потъмнението към края на звездните дискове оказва забележителен ефект при затъмнително-двойните звезди, когато при частично затъмнение на едната компонента от другата излъчването става от част от звездния диск, което определя формата на кривата на светимостта. Потъмнението към края на звездните дискове се отчита и при пулсиращите звезди, когато при трансформирането от наблюдаваната лъчева скорост към скорост на пулсация законът на потъмнение 3.19 се използува като теглови коефициент.
Функцията на потъмнение на интензитета I(q) е потвърдена от слънчевите наблюдения. Ако в 3.14 положим t = tsecq, тя може да се запише в следния вид

I(q) cosq = Ґ
у
х
0 
S(t)e- t secq) dt,
(3.22)
Последната формула е Лапласова трансформация на функцията на източника S(t) . Тази стандартна математична формула можем да използуваме за потъмнението към края на звездните дискове. В общия случай ние наблюдаваме само интегралнната светимост от целия звезден диск, който е интеграл от интензитета по цялата повърхност на звездата. Обаче функцията на източника на излъчване S(t) на звездата може да се различава от линейната формула, която се дава с уравнение 3.15. В общия случай потъмнението към края на звездния диск може да дава с експоненциален интеграл
En(t) = Ґ
у
х
1 
e-xt

xn
d x
(3.23)
където t = tsecq.

3.3.5  Гранулация

Фотосферата не е нито еднородна по яркост, нито стационарна. Изображенията на фотосферата с висока разделителна способност показват, че фотосферата е покрита с ярки гранули, подобно на оризови зърна, в които има непрекъснато движение на плазмата. Средните размери на гранулите са около 700 - 1500 км (средно около 900 км), а времето за тяхното съществуване е около 8 мин. Яркостта на гранулата е около 10 % над средната яркост на фотосферата. Общият брой гранули на фотосферата е около милион. Гранулите са върховете на конвективните клетки, които достигат фотосферата. Центъра на гранулата е по-ярка, отколкото нейните граници, където по-хладната плазма се спуска надолу, докато в центъра на гранулата плазмата се издига нагоре. Скоростта на движение на газа в гранулите е ~ 0,4 km/s нагоре , която се проявява като изтичане на плазма от центъра на гранулата към периферията и. Екстраполацията на тази скорост показва, че скоростта на движение на плазмата е 1 km/s за фотосферата и 2 km/s - под фотосферата. Центърът на спектралните линии от гранулите се образуват над фотосферата. От тук следва, че гранулите са върховете на конвективните потоци, които възникват в ковективната зона под фотосферата и проникват във фотосферата със скорост v = 0,4 km/s, след което се разливат хоризонтално със скорост v= 0,25 km/s. В резултат на ковекцията по-горещата плазма се издига нагоре, като образува ярка гранула, когато достигне фотосферата, след което излъчва енергия, охлажда се и се стича надолу в относително по-тъмните междугранулни пространства. Супергранулите са проява на гранулацията в по-голям мащаб. Движението на плазмата в супергранулите е хоризонтално, насочено от центъра към краищата и. Те имат характерен размер 30 000 км и време на съществуване около 1 денонощие. В даден момент на фотосферата се наблюдават около 5 000 спергранули. Те също са следствие от подфотосферната конвекция. На фотосферата фотосферата границите на свръхгранулите се наблюдават като ярки верижки, наречени фотосферни факели, които са ясно забележими на края на слънчевия диск. По границите на свръхгранулите, вследствие хоризонталните движения на фотосферната плазма се образуват магнитни полета с повишен магнитен поток, който се наблюдава като хромосферна мрежа. В монохроматична светлина в дължините на вълните на някои фраунхоферови линии се наблюдават ярки структури, наречени фотосферна мрежа. Те са разположени по фотосферните магнитни полета с интензитет около 2 000 Гс извън слънчевите петна, с размери около 200 км и съвпадат с хромосферната мрежа, която се наблюдава в линията на CaII. Близо до края на слънчевия диск фотосферната мрежа е налюдаема в оптичния диапазон като фотосферни факели. Най-известната проява на слънчевата активност, наблюдаема на фотосферата са слънчевите петна. Температурата в слънчевите петна е около 4500 К, а лъчистият поток е отслабен 3 пъти спрямо фотосферния. Централната част на слънчевото петно, наречено сянка, е с размер 10 000 км и напрегнатост на магнитното поле около 3 000 Гс. То е обкръжено от полусянка, която има влакнеста структура. По ефекта на Доплер е установено, че по хоризонтала от сянката към полусянката по тъмните влакна изтича по-студена плазма, докато гореща плазма се джижи бавно навътре, като се втича от големи височини в петното. Петната са обкръжени от фотосферни факели, които имат дължини около 50 000 км и с повърхностна яркост 10-20 % по- висока от средната за фотосферата, което съответствува на по-висока температура от фотосферната с около 300 К.

3.3.6  Хромосфера

Височините в слънчевата атмосфера се определят от основен слой с t5 » 1, като t5 означава оптична дебелина на слой при дължина на вълната l = 500 nm. Слоят с височина h= 500 km, който има t5=0,005 съответствува на най-долния слой на хромосферата, който нарекохме преходен, а този слой с височини от h= 4 000 km до h= 15 000 km e най-горния слой на хромосферата. В него температурата нараства много бързо от 10 000 К до милион градуса. От височина h=2000 km започва короната. Хромосферата на Слънцето може да се наблюдава по време на пълни слънчеви затъмнения или със специално приспособление към слънчевите телескопи, наречено коронограф, който създава изкуствено затъмнение. Спектралните линии Ha H и K на йонизирания калций CaII се образуват в хромосферата. Спектрохелиограмите в центъра на линията Ha съответствуват на долните слоеве на хромосферата, а крилата на същата линия - на фотосферата.
Слоят с височини от 300 до около 500 km се нарича долна хромосфера. При слънчеви затъмнения този слой излъчва слаб непрекъснат спектър с емисионни линии. В спектъра на Слънцето същите линии се наблюдават като абсорбционни от слой на фотосферата с температура T » 5 000 K.
Средната хромосфера се простира на височини от 500 до 2 000 km. Спектралните линии Ha, Hb и H, и K на йонизирания калций CaII и на He са нееднородни, защото хромосферната плазма е концентрирана в области между горещия коронален газ.
Горната хромосфера е разположена между височини от около 2 000 до 2 500 km. Емисионните линии на Не I и He II в ултравиолета с дължини 58,4 nm и 30,4 mn възникват в слоеве от горната хромосфера с температура около 25 000 К. Въпреки това горната хромосфера е нееднороден слой. Тя се състои от спикули. Те могат да се наблюдават на края на слънчевия диск като радиални колони от слънчева плазма до височини 10 000 km и диаметър около 1 000 km. В тях плазмата се движи радиално със скорост около 20 km/s и имат плътност няколко пъти по-висока от съседните несмутени области на хромосферата. Когато достигнат короната те се разсейват и изчезват. Средното време на съществуване на спикулите е около 10 минути. В определен момент могат да се наблюдават 100 000 спикули. Спикулите образуват т. нар. хромосферна мрежа, която се наблюдава в линиите H и К на CaII. Те са подредени по вълните на подфотосферната конвекция (супергранулите и фотосферна мрежа). Спикулите в проекция на слънчевия диск се наблюдават в спектрохелиограмите на линията Ha и линиите H и К на CaII и се наричат флокули.

3.3.7  Корона

Преходният слой между хромосферата и короната започва от височина 2 000 km и се простира до около 3 000 км . Този слой няма рязка граница поради взаимното проникване на хромосферната и короналната плазма. Хромосферната плазма прониква в короната и поражда явления до височини h » 10 000 км. Протуберансите имат имат физически характеристики, подобни на тези на хромосферата. Те се наблюдават до височини h » 40 000 км. В преходния слой между хромосферата и короната 2000 - 3000 км температурният градиент е най-голям. В слой между височини 1 990 - 2 100 км разликата в температурите DT » 47 000 K. От друга страна короналната плазма, с температура около 100 пъти по-висока от хромосферната, прониква в по-ниските слоеве на хромосферата между спикулите. Короната се разделя на три компоненти:
1. L - корона (вътрешна). Разположена е на височини от 3000 км до 1,3Rsun. Интензитетът
IL = 0.8 - 1, 3. 10-6Io,
където Io е интензитетът на излъчването от фотосферата. Този интензитет е еквивалентен на половината от този на Луната в пълнолуние. Излъчването е в емисионни линии на елементи с висок потенциал на йонизация. Емисионната линия с дължина l = 530.3 nm на Fe XIV е известна като зелена коронална линия, и емисионната линия с l = 637.4 nm на Fe X - червена коронална линия. Потенциалът на йонизация на Fe X е c = 260 eV. Ако приемем, че c = [(3)/(2)]kT, за температурата в короната получаваме T = 2. 106 K.
1. K - корона (средна). Интензитетът на излъчването може да се обясни с Томпсоновото разсейване от свободни електрони. Интензитетът на излъчването от средната корона се дава с формулата
IK = sT ne l Io » 10-6 Io,
където l » 0.2 Rsun » 108 m . Излъчването от средната корона е с 50 % поляризация. F - корона (външна). Простира се на висичини до 1,3 Rsun. Излъчването на външната корона е поляризирано. Спектърът е подобен на този от фотосферата, защото прашинките от външната корона разсейват част от фотосферното излъчване. За електромагнитното излъчване от оптичния диапазон короната е прозрачна( t(l) << 1)). Обаче в радиодиапазона за дължини l і 1 m короната излъчва като абсолютно черно тяло с температура T » 106 K, защото за радиовълните t(l) і 1 . Спирачното излъчване на свободни електрони в електричното поле на протони обяснява радиоизлъчването на короната.
Короналните кондензации имат температура T = 1,5.106 K, която е по-висока от средната за короната, а плътността им е около три пъти по-висока от средната за короната. На спектрограмите в зелената коронална линия на Fe XIV се наблюдават като арки. В рентгеновия диапазон диапазон се наблюдават, както на лимба, така и в проекция на диска на Слънцето като емисионни структури. Те се образуват в области със силни магнитни полета, където е занижен преносът на енергия, перпендикулярно на магнитните силови линии.
Короналните дупки са области с по-ниска плътност и температура ( T = 0,8.106 K). В тези области от короната магнитните силови линии не са затворени и излизат в междупланетното пространство. Изтичането на високотемпературната плазма по магнитните силови линии е причина за понижаването на температурата, поради което короналната дупка се наблюдава като тъмна област на фона на по-горещата корона. Короналните дупки са източник на потоци от слънчева плазма, които пораждат слънчевия вятър.
Протуберансите са плътни студени области от слънчева плазма в короната. Температурата на протуберансите е T » 104 K, a плътността им около 100 пъти по-висока от тази на короната (средната концентрация на частиците в короната е nK = 1014m-3), т.е. газовото налягане в протуберансите е равно на заобикалящата ги корона (rT = const. ).
Спокойните протуберанси имат размери около 0.3Rsun » 2.105 km и форма на дъги, арки или дифузни образувания. Те съществуват около 1 година. Появават се след хромосферните избухвания, Посредством се протуберансите се пренася по-хладната и по-плътна хромосферна плазма в короната. Наблюдава се и обратния процес, изливане на гореща плазма от короната към слъчевите петна по дължината на протуберанса със скорост v » 10 km/s .
Еруптивните протуберанси изхвърлят хромосферна плазма с по-високи скорости v » 100 - 1000 km/s . Спокойните и активните протуберанси имат физически характеристики подобни на хромосферата.

3.3.8  Механизъм на нагряване на короната и хромосферата

Светимостите на хромосферата и короната са съответно:

LH = 10-4Lsun

LK = 10-6Lsun
Наблюдателно е установено, че светимостта на хромосферата и короната не се изменят с времето. Според закона за запазване на енергията, за да се поддържа постоянна светимостта на определена област от слънчевата атмосфера, е необходимо тази област (хромосфера или корона) да получава количество енергия, равно на излъченото. Хромосферата и короната са прозрачни за излъчването в оптическия диапазон, поради което то не може да служи като източник за поддържането на тяхната светимост. Обаче конвективните движения в гранулите и супергранулите възбуждат звукови вълни. Скоростта на звука се определя по формулата
vs=   ж
Ц

gRT

m
 
. Поради ниската плътност на слънчевата плазма в короната звуковите вълни преминават в ударни. Чрез тях енергията на звуковите вълни се превръща в топлинна енергия.
Източник за поддържане светимостта на хромосферата са горещите коронални потоци плазма между спикулите които предават част от своята енергия на хромосферата чрез топлообмен.

Глава 4
Физика на активното слънце

4.1  Слънчева активност

4.1.1  Цикъл на слънчевата активност

Слънчевата активност се изразява в цикличната промяна на честотата на слънчевите петна, факелите, протуберансите и слънчевите избухвания. Обикновено слънчевите петна се наблюдават на групи, като в групата доминират две петна с противоположна магнитна полярност, подредени успоредно на слъчевия екватор. Те още се наричат биполярни групи. Едното от доминиращите слънчеви петна на групата, което е разположено по посока на околоосното въртене на Слънцето, се нарича водещо, а следващото след него петно от групата се нарича вторично. По традиция слънчевата активност се определя с числата на Волф
W = k(10g + f),
където g е броят на групите, а f - броят ня слънчевите петна. По числата на Волф W е определена продължителността на цикъла на слънчевата активност около 11 г. В началото на всеки 11 г. цикъл петната се появяват на хилиографски ширини b » ±30-40° и са малко на брой, докато в максимума на цикъла, когато числата на Волф са максимум, хелиографската ширина на петната намалява до b » ±15°. Магнитната полярност на двойките петна се променя през около 22 г., което е равно на два 11 г. цикъла. Всъщност 22 г. магнитен цикъл е физичния цикъл на слънчевата активност. Слънцето от физична гледна точка е променлива звезда с период около 22 г. Плътността на кинетичната енергия на плазмата в слънчевите петна е:
ek = nkT » 103 J m-3.
Плътността на магнитната енергия
em= B2

8p
» 5. 104 J m-3,
т.е. em >> ek, което означава, че магнитните силови линии определят движението на плазмата в слънчевите петна.
Законът за запазване на енергията, отнесен за единица маса, в областите на слънчевите петна може да се напише във вида:
Bs2

8p+ nkTs
= Bf2

8p+ nkTf
,
където индексите ß" и "f" се отнасят съответно за слънчевото петно и фотосферата на слънцето. Физическият смисъл на този закон е, че повишаването на магнитната индукция В в определена област на фотосферата води до увеличение на плътността на магнитната енергия, което според закона за запазване на енергията, понижава плътността на кинетичната енергия на частиците в областта на петното, поради което температурата на петното е по-ниска от тази на заобикалящата го фотосфера. Алвфеновите вълни отнасят магнитната енергия от тази област на петното. От закона за запазване на енергията 3.1 следва, разликата в температурите на петното и фотосферата е :
DTs » Bs2 - Bf2

8pn k
.
Почти всички прояви на слънчевата активност, с изключение на гранулацията са следствие от появата на магнитни полета. Най-ясно наблюдаемата проява на магнитните полета са слънчевите петна. Изменението на числото на Волф с времето показва ясно изразени максимуми през интервали от 7,3 до 17,1 години. Средната стойност на тези интервали е около 11 г., поради което цикълът на слънчевата активност се нарича 11 годишен. Между 1645 г. и 1670 г., в продължение на около 70 години не е наблюдавано нито едно слънчево петно. Този период от време е известен като минимум на Маундър.
Основните наблюдателни прояви на слънчевата активност се изразяват в следните факти:
1. Биполярните групи слънчеви петна менят своята полярност за период от около 22 г.
2. Водещото и вторичното петно са с противоположна магнитна полярност.
3. Водещите и вторичните петна в северната и южната хелиосфера са също са противоположна полярност.
4. Магнитната ос на биполярната група сключва с посоката на слънчевия екватор ъгъл около 10 ° , като водещото петно е по-близо до екватора. Магнитният полюс на всяка хелиосфера има полярност еднаква с водещото петно.
5. Магнитните полюси менят своята полярност в максимума на слънчевата активност или със закъснение 1-2 години след максимума. Смяната на полярността на магнитните полюси на Слънцето не винаги става едновременно. Смяната на магнитната полярност на двата слънчеви полюса става след миграцията на вторичните петна на хелиографски ширини b » ±40 ° . В минимума на слънчевата активност биполярното магнитно поле на Слънцето е най-силно. В тази фаза на слънчевата активност короналните дупки са големи и симетрични, докато в максимума на слънчевата активност короналните дупки намаляват и изчезват.
6. Средната хелиографска ширина на слънчевите петна зависи от фазата на цикъла. В началото на всеки 11 г. цикъл петната се появяват на големи хилиографски ширини b » ±30-40°, докато в максимума на цикъла петнада се доближават до слънчевия екватор на хелиографски ширини b » ±15°. Това явление е известно като закон на Шпрьопер или пеперуди на Маундър.

4.2  Слънчеви избухвания

Слънчевите избухвания са явления, при които в активната област на короната магнитната енергия взривообразно се превръща в топлинна. Ускорените частици пораждат вторични явления в целия електромагнитен диапазон. Оптическото избухване в долната хромосфера има характер на топлинен взрив. Наблюдава се в линията Ha. Като следствие на топлинния взрив се образуват ударни вълни. Електроните се ускоряват до релативистки скорости. Енергиите им са около 100 keV или v = 0,5 c. Слънчевото избухване обхваща област около 10 000 км. Отделя се енергия » 1022-1025 J, която достига до 0,1Lsun. Спирачното излъчване на електроните в долната хромосфера се наблюдава в твърдия рентген, докато в горната хромосфера и преходната област хромoсфера - корона се образува синхротронното излъчване на електрони със скорости ve » 0,3 c. Честотата на плазмените вълни от хромосферното избухване се определя от концентрацията на електроните ne. Тъй като в по-високите слоеве на атмосферата, в короната ne намалява, енергията на плазменните вълни се превръща в електромагнитни вълни, известни като радиоизбухване от III тип. Една малка част от енергията на слънчевото избухване около 10-4 се превръща в спирачно и синхротронно излъчване. По-голямата част от енергията на избухването се превръща в кинетична енергия на слънчевата плазма, която в хромосферата причинява ултравиолетово излъчване, а във вътрешната корона температурата достига до 106 К и се наблюдава като меко рентгеново излъчване. Ударните вълни от слънчевото избухване изхвърлят около 1013 kg плaзма, която носи магнитно поле, а също така деутерий и тритий, които са се образували от термоядрените реакции по време на слънчевото избухване.

4.3  Слънчев вятър

Поради високата температура горната корона се разширява като непрекъснат поток от слънчева плазма, наречена слънчев вятър. Слънчевият вятър се заражда в основата на короната, над т. нар. преходна област, на височина » 10 000 км, където има скорост няколко m/s. В областта на средната корона, на височина около 1 Rsun скоростта достига около 8 km/s. На височина около 2 Rsun, което е областта на външната корона, скоростта на слънчевия вятър достига около 90 km/s. На разстоянието до Земята, 1 a.u., скоростта на слъчевия вятър е 400 - 700 km/s, температурата T » 105 K, концентрацията n » 106 - 107 m-3 и напрегнатост на магнитното поле » 10-5 - 10-4 оер.

4.4  Слънчево-земни връзки

Зависимостта на геофизичните параметри от слънчевата активност е известна като слъчево земни връзки. Отношението на потоците в перихелия и афелия на земната орбита е равен:
Fq

FQ
= (1-e)2

(1 + e)2
» 0,94,
където e - е ексцентрицитета на земната орбита. Изменението на общия поток излъчване на Слънцето поради елиптичността на земната орбита не влияе съществено на геофизичните параметри на Земята, освен на слънчевата константа Fsun, която не е определяща за живота на Земята поради незначителните вариации. Слънчевата активност оказва влияние на геофизичните явления посредсвом ултравиолетовото, рентгеновото излъчване, слънчевия вятър и слънчевата компонента на космическите лъчи, които са причинени от слънчевите избухвания. Ултравиолетовото и рентгеновото излъчване от слънчевите избухвания достигат до Земята след около 8 мин, като причиняват допълнителна йонизация и увеличават концентрацията на електроните и йоните в йоносферата, което води до радиосмущения в метровия диапазон от 10 - 60 м, а също така причинява и полярни сияния.
Слънчевите космически лъчи с енергия e » 109 eV достигат до Земята след около 10 мин, а тези - с e » 108 eV след 10 часа.
Намерени са статистически зависимости между цикъла на слънчевата активност и ритмичността в ширината на годишните пръстени на дървесните разрези. В периодите на повишена слънчева активност ширината на пръстените е най-голяма, което предполага, че растежа на растенията е по-интензивен в периодите с повишена слънчева активност. В миналото, когато медицината не се е справяла успешно с вирусните заболявания, големите епидемии са съвпадали с максимумите на слънчевата активност. Съвремените проучвания показват, че сърдечно-съдовите заболявания са от 3 - 5 пъти по-високи в периоди на слънчеви избухвания. Медицинските изследвания са показали, че в епохите на повишена слънчева активност сериумът на кръвта има по-ниска способност за разтваряне на чужди тела. Имунитетът на органима спрямо вирусите е понижен. Вероятно понижените защитни сили на организма се дължат на смущенията в магнитното поле на Земята.


File translated from TEX by TTH, version 3.59.
On 22 Mar 2004, 10:53.