Δ

λ

=

4,7⋅10⁻⁵

𝑔λ²𝐻

,

(15.18)

где длина волны λ выражена в сантиметрах, напряжённость поля 𝐻 в эрстедах и 𝑔 — множитель Ланде. Определение напряжённости магнитных полей пятен при помощи формулы (15.18) приводит к значениям порядка нескольких сотен и тысяч эрстед.

В большинстве случаев зеемановские компоненты линии не наблюдаются в отдельности, а сливаются между собой, т.е. при наличии магнитного поля линия расширяется. При этом происходит увеличение эквивалентной ширины для линий средней интенсивности, вследствие чего кривая роста поднимается в её «пологой» части. По кривой роста для пятен может быть оценена напряжённость магнитного поля.

Для подробной интерпретации спектров солнечных пятен необходима теория образования линий поглощения в магнитном поле. Эта теория разрабатывалась во многих исследованиях, причём в некоторых из них при довольно общих предположениях (в частности, при учёте некогерентности рассеяния света).

Причина образования солнечных пятен не вполне ясна. Несомненно, их появление связано с возникновением в глубине конвективной зоны магнитных полей, которые каким-то образом выносятся наружу. Как известно, плотность магнитной энергии равна 𝐻²/(8π). В глубоких слоях эта энергия меньше энергии конвективного движения ½ρ𝑣² и магнитное поле не препятствует конвекции. Но в наружных частях пятен имеет место обратное неравенство, т.е.

𝐻²

8π

>

1

2

ρ𝑣²

,

(15.19)

и магнитное поле подавляет конвекцию. Считается, что вследствие отсутствия конвективного переноса энергии наружные части пятен и оказываются холоднее окружающей их фотосферы.

Группы пятен обычно окружены факелами, представляющими собой светлые образования на диске Солнца. Как правило, факелы появляются несколько раньше пятен и существуют в среднем в три раза дольше их. Особенно хорошо видны факелы на краю диска, где фотосфера менее ярка, чем в центре. Этот факт объясняется тем, что в поверхностных слоях температура факела выше температуры фотосферы (примерно на 300 K). По-видимому, перенос энергии в факелах осуществляется не только лучеиспусканием, но и конвекцией.

4. Солнечная активность.

Кроме пятен и факелов, на Солнце наблюдаются и другие нестационарные процессы. Наиболее замечательные из них — хромосферные вспышки и протуберанцы.

Хромосферная вспышка представляет собой внезапное возрастание яркости некоторой части поверхности Солнца (по площади равной примерно пятну). Обычно усиление вспышки происходит в течение нескольких минут, а ослабление — более медленно. Иногда вспышки удаётся обнаружить в белом свете, но преимущественно их наблюдают в линии 𝐻_α и некоторых других линиях при помощи спектрогелиографа. В большинстве случаев вспышка возникает над группами пятен или недалёко от них. По наблюдаемой мощности вспышек найдено, что плотность вещества в вспышках гораздо больше, чем в соседних частях хромосферы. Причину вспышек различные гипотезы связывают с характером магнитных полей над группами пятен.

Изучение вспышек имеет большое значение для геофизики, так как они оказывают сильное влияние на состояние земной ионосферы. Во время вспышек от Солнца идут потоки быстрых корпускул и высокочастотного излучения (ультрафиолетового и рентгеновского). Эти корпускулы и фотоны, попадая в земную ионосферу, вызывают магнитные бури, нарушения радиосвязи и многие другие явления.

В физике солнечной атмосферы важное место занимает также изучение протуберанцев, под которыми понимают облака газа, наблюдаемые над краем солнечного диска. Точнее говоря, протуберанцы находятся выше хромосферы—в короне. Спектр протуберанца состоит из отдельных ярких линий: водорода, ионизованного кальция и др. Так как протуберанцы не проектируются на фотосферу, то в их спектрах почти нет непрерывного фона и отсутствуют линии поглощения.

Однако протуберанцы могут наблюдаться и на диске Солнца. В этом случае они проявляют себя вследствие поглощения света в отдельных линиях. Обнаружить протуберанцы на солнечном диске можно при помощи спектрогелиографа, позволяющего получить фотографии Солнца в лучах определённой длины волны. На спектрогелиограммах, снятых в ядрах линий водорода, ионизованного кальция и др., видны тёмные волокна (или, как их иногда называют, тёмные флоккулы). Эти образования и представляют собой протуберанцы, проектирующиеся на диск Солнца.

По форме, размерам и характеру движения протуберанцы весьма разнообразны. При грубой классификации различают спокойные протуберанцы (не меняющиеся заметно в течение часов и суток) и эруптивные протуберанцы (движущиеся с громадными скоростями, доходящими до 1 000 км/с). Выделяют также особый класс протуберанцев, которые связаны с солнечными пятнами.

Очень ценные данные о движении протуберанцев были получены путём их кинематографирования, произведённого на ряде обсерваторий. В частности, при этом выяснилось, что эруптивные протуберанцы возникают из спокойных вследствие внезапного возрастания скорости. Было также установлено, что многие протуберанцы образуются при конденсации коронального вещества, которое в виде струй движется затем вниз. Движение протуберанцев, несомненно, связано с существующими на Солнце магнитными полями. Во многих случаях оно имеет характер движения заряженных частиц вдоль силовых магнитных линий. Движения протуберанцев детально изучил А. Б. Северный в Крымской астрофизической обсерватории. Большой интерес представляют вопросы свечения протуберанцев. Однако здесь ими мы заниматься не будем, так как они близки к вопросам свечения хромосферы, которые будут подробно рассмотрены в следующем параграфе.

Солнечные пятна, факелы, вспышки и протуберанцы представляют собой наиболее характерные примеры проявления солнечной активности. Как известно, эта активность заметно изменяется с течением времени, причём приблизительный период изменений составляет 11 лет. Однако солнечная активность не влияет на характеристики Солнца как звезды. Иными словами, у звезды, похожей на Солнце, появление пятен и протуберанцев не может нами отмечаться. Вместе с тем не исключено, что у звёзд других типов подобные явления происходят в больших масштабах и поэтому сказываются на наблюдаемых изменениях блеска и спектра звезды.

§ 16. Хромосфера

1. Интенсивности линий.

Во время солнечных затмений, когда весь диск Солнца закрыт Луной, мы можем наблюдать спектр, состоящий из ярких линий на тёмном фоне. Эти линии принадлежат хромосфере, представляющей собой самый верхний слой солнечной атмосферы (если не считать короны). По составу линий спектр хромосферы подобен обычному фраунгоферову спектру диска Солнца, т.е. в спектре хромосферы яркие линии находятся на тех же местах, на каких находятся линии поглощения в спектре диска (за некоторыми исключениями, которые будут указаны ниже).

Сам характер спектра хромосферы вполне понятен. Как мы помним, верхние слои солнечной атмосферы почти не дают излучения в непрерывном спектре, но производят рассеяние света в спектральных линиях. Поэтому при наблюдениях атмосферы по касательной к фотосфере мы не видим непрерывного спектра, а видим лишь яркие линии. Когда же наблюдается диск Солнца, то виден непрерывный спектр с линиями поглощения, возникающими вследствие того, что излучение, рассеянное атмосферой в линиях, в значительной части возвращается обратно в фотосферу.

Из наблюдательных данных можно найти полную интенсивность излучения в любой линии на высоте ℎ от края диска. Эту величину мы обозначим через 𝐼(ℎ). Очевидно, что она представляет собой количество энергии, излучаемое в линии столбом с сечением 1 см², проходящим на расстоянии ℎ от фотосферы за 1 с в единице телесного угла (рис. 18).