В атмосфере Солнца выделяют три основных слоя: фотосферу (самый нижний слой), хромосферу и корону.
1. Фотосфера представляет собой верхний слой солнечной атмосферы, имеющий толщину около 300-400 километров и являющийся самым нижним из трех основных слоев атмосферы Солнца. Этот слой излучает практически всю солнечную энергию, доходящую до Земли. Плотность в фотосфере не превышает 10^-4 килограммов на кубический метр, а количество атомов водорода, преобладающего в этом слое, составляет около 10^17 в 1 кубическом сантиметре. Средняя температура в фотосфере приблизительно 6000 Кельвинов.
На рисунке 69 изображен сегмент фотосферы, запечатленный с использованием стратостата. На снимке видны крупные солнечные пятна и множество гранул. Гранулы ярче и, следовательно, горячее, чем окружающие их участки фотосферы. Эти образования имеют различные размеры, в среднем несколько сотен километров. Время жизни отдельных гранул составляет около 8 минут. Постоянное появление и исчезновение гранул свидетельствует о том, что вещество, составляющее фотосферу, находится в постоянном движении.
Одним из видов этого движения является вертикальное поднятие и опускание вещества в фотосфере и под ней. Эти колебания связаны с конвекцией, аналогичной движению воды в подогреваемом снизу сосуде. Гранулы представляют собой верхушки конвективных потоков, проникающих в фотосферу. Они всегда присутствуют на всей поверхности Солнца, что иногда сравнивают с кипящей рисовой кашей. Другие детали фотосферы, такие как пятна и факелы, появляются лишь время от времени.
Долгое время назад, задолго до изобретения телескопов, люди наблюдали темные пятна на неярком заходящем Солнце или сквозь легкие облака. В то время ни о каких пятнах на Солнце не подозревали, не говоря уже о том, что они расположены на его поверхности. Только спустя три с половиной века с того момента, как Галилей доказал, что пятна — это реальные образования на поверхности Солнца, начали выясняться их физические свойства.
Солнечные пятна значительно крупнее гранул. Диаметры самых больших из них достигают десятков тысяч километров. Пятна представляют собой непостоянные и изменчивые детали фотосферы, существующие в течение нескольких дней до нескольких месяцев. Бывают времена, когда на Солнце совсем нет пятен, а иногда можно наблюдать десятки крупных пятен одновременно. Многолетние наблюдения за процессами формирования пятен на Солнце показали, что существуют циклические колебания в их числе. Средняя продолжительность такого цикла составляет около 11 лет.
Ядро солнечного пятна, также называемое тенью, окружено волокнистой полутенью. Когда пятно видно у края солнечного диска, оно кажется круглым и имеет форму эллипса, а ближе к краю диска оно выглядит как узкая полоска. Это объясняется тем, что пятно имеет форму конической воронки, глубина которой составляет приблизительно 300-400 километров.
Пятна кажутся темными только из-за контраста с фотосферой. На самом деле температура в ядре (самой холодной части пятна) составляет около 4300 Кельвинов, что выше температуры электрической дуги. Линии в спектре пятен сильно расщеплены из-за воздействия сильных магнитных полей на вещество, составляющее пятно. Обычно пятна наблюдаются группами. Пятно, расположенное первым по направлению вращения Солнца в группе, называется головным, а последнее пятно в группе — хвостовым.
Головные и хвостовые пятна имеют противоположную полярность, например, головные имеют северный магнитный полюс, а хвостовые — южный. В целом, группа пятен напоминает гигантский магнит. Магнитное поле пятен в тысячи раз превосходит общее магнитное поле Солнца. Поэтому солнечные пятна можно сравнить с «магнитными островами» в фотосфере Солнца. Интересно, что в соседних 11-летних циклах группы пятен меняют свою полярность. Например, если в одном 11-летнем цикле все головные пятна в группах в северном полушарии Солнца имеют северный магнитный полюс, то в следующем цикле северный магнитный полюс будет у хвостовых пятен.
Магнитное поле пятен является одной из самых важных характеристик. Именно магнитное поле играет ключевую роль в формировании и появлении солнечных пятен. Это связано с тем, что сильное магнитное поле способно замедлить конвекцию плазмы. В тех местах, где конвекция замедлена, на поверхность поступает меньше энергии, что приводит к образованию более холодных и темных областей фотосферы — солнечных пятен.
Фотосферные факелы представляют собой яркие участки фотосферы, которые являются более светлыми, а, следовательно, и более горячими, чем окружающая их область фотосферы. Если группа солнечных пятен находится близко к краю солнечного диска, то вокруг нее часто можно увидеть множество факелов, образующих факельное поле. Факелы возникают непосредственно перед появлением солнечных пятен и существуют в среднем в три раза дольше пятен. В тех местах, где наблюдаются факелы, на поверхность Солнца поступает более горячее вещество, чем в других участках фотосферы. Это происходит из-за усиления конвекции в подфотосферных слоях.
2. Хромосфера представляет собой внешний слой солнечной атмосферы, окрашенный в розовый цвет в моменты полных солнечных затмений. Она также соседствует с серебристо-жемчужной короной. Яркость хромосферы и короны значительно ниже, чем яркость фотосферы, и без специальных приборов их слабое свечение невозможно наблюдать вне затмений из-за рассеяния солнечного света в земной атмосфере.
Хромосфера распространяется вверх до высоты 10—14 тысяч километров. В ее нижних слоях температура составляет около 5000 К, затем по мере подъема она постепенно увеличивается, достигая в верхних слоях атмосферы значений от 2•104 до 5•104 К.
Внезатмения хромосферу можно наблюдать, если сосредоточиться на очень узком участке спектра и получить изображение Солнца в монохроматическом свете, соответствующем определенной спектральной линии, например, водородной линии Hα. В этом случае видно, что хромосфера состоит из темных и светлых узелков, образующих сетку. Размеры ячеек этой сетки значительно превышают размеры гранул фотосферы, достигая 30 — 50 тысяч километров. Яркость хромосферы варьируется, при этом наиболее яркие ее участки, называемые хромосферными факелами, располагаются над фотосферными факелами и пятнами.
Хромосфера является местом самых мощных и быстро протекающих явлений, известных как вспышки. В ходе вспышек сначала яркость небольшого участка хромосферы увеличивается, затем она расширяется до размеров, охватывающих десятки миллиардов квадратных километров. Слабые вспышки исчезают через 5—10 минут, а самые мощные могут длиться несколько часов. Вспышки обычно возникают над солнечными пятнами, особенно над теми, которые быстро изменяются. Эти вспышки представляют собой взрывные процессы, при которых освобождается энергия магнитного поля солнечных пятен. Вспышки сопровождаются мощным ультрафиолетовым, рентгеновским и радиоизлучением, а также выбросами электрически заряженных частиц в межпланетное пространство.
На краю солнечного диска можно хорошо разглядеть протуберанцы — гигантские яркие выступы или арки, кажущиеся опираться на хромосферу и проникающие в солнечную корону. Спокойные протуберанцы существуют несколько недель и даже месяцев. Их вещество поглощает и рассеивает свет, поэтому они выглядят как темные волокна на ярком диске Солнца. В отличие от них, часто наблюдаются протуберанцы, которые характеризуются очень быстрыми движениями и выбросами вещества в корону.
3. Солнечная корона представляет собой внешние области атмосферы Солнца, которые располагаются на удалении до одного радиуса Солнца от фотосферы. Её можно наблюдать во время полных солнечных затмений, а также вне затмений с использованием коронографа — специального телескопа, в фокусе которого находится зачерненный диск, эмулирующий искусственную Луну. Коронографы часто размещают в горных районах на высоте не менее 2000 м над уровнем моря, где солнечное излучение меньше подвергается рассеиванию атмосферой Земли.
Форма короны не постоянна. В годах с большим числом солнечных пятен она практически круглая, в то время как при небольшом количестве пятен корона сильно вытягивается в плоскости экватора Солнца. Корона характеризуется неравномерностью, включая лучи, дуги, отдельные скопления вещества, полярные «щеточки» (короткие прямые лучи, видимые у полюсов) и другие элементы. Детали короны тесно связаны с пятнами, факелами и процессами, происходящими в хромосфере. Все эти детали вращаются с той же угловой скоростью, что и соответствующие участки фотосферы, расположенные под ними.
Корона простирается на несколько солнечных радиусов от края Солнца, как видно на фотографиях, сделанных во время затмений. Отдельные выбросы солнечной плазмы, которые кажутся входящими в состав сверхкороны Солнца, могут даже достигать земной орбиты. Эти явления объясняются высокими скоростями частиц в короне и, следовательно, высокой температурой этого слоя. Исследования спектра короны подтверждают эту температуру. Например, наблюдая за короной, ученые изучают высокотемпературную разреженную плазму в космических условиях.
Учитывая, что средняя температура фотосферы составляет около 6000 К, она не способна нагреть солнечную корону до такой высокой температуры. Одна из гипотез предполагает, что конвективные движения внутри Солнца порождают волны, переносящие энергию из глубоких слоев Солнца в его атмосферу. Эта энергия нагревает хромосферу и корону. Разреженный газ короны и хромосферы излучает мало, но получает большой приток энергии, что приводит к её значительному нагреву.
4. Солнечная активность представляет собой комплекс нестационарных явлений в атмосфере Солнца, включая пятна, факелы, протуберанцы, вспышки и другие проявления. Эти явления взаимосвязаны: например, солнечные пятна всегда сопровождаются фотосферными факелами, а вспышки и протуберанцы часто возникают над «возмущенной» фотосферой. Области на Солнце, где наблюдается активность, называются активными областями или центрами активности. Эти центры, начиная своё формирование в глубоких слоях под фотосферой, могут простираться до солнечной короны. Магнитное поле является ключевым элементом, связывающим различные уровни активности.
Солнечная активность, в том числе появление солнечных пятен, имеет 11-летний цикл. В период максимума солнечной активности наблюдается много центров активности (Солнце в возмущенном состоянии), в то время как в период минимума их количество снижается (Солнце в спокойном состоянии). Недавний максимум (22-й цикл солнечной активности) привлек внимание своей высокой активностью, включая большое количество солнечных пятен, а также продолжительностью, охватывавшей несколько лет (примерно с 1989 по 1992 год).
