Фотосфера Солнца и её свойства¶

Фотосфера — нижний слой атмосферы Солнца и других звёзд, из которого исходит основная часть видимого излучения. Именно фотосфера воспринимается как «поверхность» Солнца, хотя резкой границы у газового тела нет: плотность вещества плавно убывает с высотой. Толщина солнечной фотосферы составляет примерно 300–400 км, что ничтожно мало по сравнению с радиусом Солнца (около 696 тыс. км). Температура в её основании достигает 6 000–6 500 К, а у верхней границы падает до 4 000–4 500 К. Излучение фотосферы близко к тепловому и формирует непрерывный спектр, на который накладываются линии поглощения.

¶Физические характеристики

Фотосфера представляет собой плазму с температурой в несколько тысяч кельвинов и концентрацией частиц порядка 10²³ м⁻³ у основания. Вещество здесь остаётся оптически плотным: непрозрачность обеспечивается главным образом отрицательными ионами водорода (H⁻), которые эффективно поглощают свет в видимом диапазоне. Именно этот механизм определяет положение видимой границы Солнца.

Спектр фотосферы — непрерывный, с фраунгоферовыми линиями поглощения, возникающими при прохождении излучения через более холодные верхние слои. По этим линиям определяют химический состав Солнца: около 73 % водорода, 25 % гелия и около 2 % более тяжёлых элементов по массе.

¶Грануляция и структура

Фотосфера неоднородна. Её характерная особенность — грануляция: ячеистая структура из светлых гранул размером 700–1 400 км, разделённых тёмными промежутками. Гранулы — это верхушки конвективных ячеек, поднимающихся из глубин. В центре гранулы горячая плазма всплывает, по краям охлаждённая опускается. Время жизни отдельной гранулы — от 8 до 20 минут, поэтому рисунок грануляции непрерывно меняется.

Помимо гранул, наблюдаются более крупные образования — супергранулы размером до 30 тыс. км, связанные с крупномасштабной конвекцией. В фотосфере видны также факелы — яркие области вокруг пятен, и тёмные волокна на краю диска.

¶Солнечные пятна

Наиболее заметные детали фотосферы — солнечные пятна. Это области с пониженной температурой (на 1 000–1 500 К холоднее окружающей фотосферы), поэтому в видимом свете они выглядят тёмными. Пятна обладают сильным магнитным полем — до 0,3–0,4 Тл, которое подавляет конвекцию и уменьшает поток тепла из глубин.

Типичное пятно состоит из тёмной центральной части — тени — и окружающей её полутени с радиальной волокнистой структурой. Размеры пятен варьируются от нескольких тысяч до десятков тысяч километров. Количество пятен меняется с периодом около 11 лет — это солнечный цикл, впервые установленный по наблюдениям Генриха Швабе и Рудольфа Вольфа.

¶Методы наблюдений

Прямое наблюдение фотосферы невооружённым глазом опасно, поэтому применяют специальные методы. В телескопах используют солнечные фильтры, а также проекцию изображения на экран. Для изучения грануляции применяют спектрогелиографы и узкополосные фильтры. Космические аппараты, такие как SOHO и Solar Dynamics Observatory, ведут непрерывные наблюдения без искажений атмосферы Земли.

Отдельное направление — гелиосейсмология: по колебаниям фотосферы судят о внутреннем строении Солнца, аналогично сейсмологии Земли.

¶Значение для Земли

Фотосфера — источник почти всего света и тепла, получаемого Землёй. Солнечная постоянная, то есть поток излучения на орбите Земли, составляет около 1 361 Вт/м². Изменения фотосферной активности — появление пятен, вспышек в вышележащих слоях — влияют на магнитосферу и ионосферу Земли, вызывая магнитные бури и полярные сияния. Длительные вариации солнечной активности связывают с климатическими колебаниями, хотя количественные оценки этого влияния остаются предметом дискуссий.

¶Изучение в России

Наблюдения Солнца ведутся в России с XVIII века: в 1740-х годах в Петербургской академии наук изучали солнечные пятна. В XX веке исследования продолжили в Пулковской обсерватории и Крымской астрофизической обсерватории. Значительный вклад в теорию конвекции и структуры фотосферы внесли советские и российские астрофизики. Современные наблюдения опираются как на наземные инструменты, так и на данные космических миссий.

¶Связь с другими слоями

Фотосфера — лишь один из слоёв солнечной атмосферы. Над ней расположена хромосфера, температура которой вновь растёт до десятков тысяч кельвинов, а ещё выше — корона с температурой в миллионы кельвинов. Причина такого роста температуры с высотой, вопреки обычной логике, до конца не выяснена; её связывают с магнитным пересоединением и нагревом волнами. Граница между фотосферой и хромосферой условна и определяется по минимуму температуры.

Источники: учебные курсы по общей астрофизике, данные наблюдений космических обсерваторий SOHO и SDO, материалы по физике Солнца, справочные издания по астрономии.