I(t ) = I0(1 - u + ut ),(9.12)
или, для зеленых лучей, I5000 (t 5000) = (0,35 + 0,65t 5000)×4,6×1014 эрг/см2× сек×стерад×см. Таким образом, излучение фотосферы на оптической глубине t l , отсчитываемой вдоль радиуса, приблизительно равно яркости солнечного диска в точке, где cos q = t l . Фотосфера сильно излучает, а следовательно, и поглощает излучение во всей области видимого непрерывного спектра. Это дает право применять к ее излучению законы теплового равновесия, сформулированные в § 106. Тогда для каждого слоя фотосферы, расположенного на определенной глубине, можно найти такое значение температуры, при котором рассматриваемое излучение (в нашем случае с длиной волны l = 5000 Å)
Как видно из этой таблицы, температура в фотосфере растет с глубиной и в среднем близка к 6000°. Вспоминая выводы, сделанные в § 119, мы видим, что верхние слои фотосферы совпадают с выявленной там областью минимальной температуры. Далее, из заключения того же параграфа следует, что водород в фотосфере ионизован слабо. Определение протяженности фотосферы. Чтобы оценить протяженность фотосферы, воспользуемся введенным в § 120 понятием шкалы высоты. Для атмосферы давление на верхней границе P1 стремится к нулю, а потому давление у основания
P2 " r gH.(9.13)
Величину Н можно рассматривать как протяженность такой однородной атмосферы с постоянной плотностью r , которая создает то же давление у основания, что и рассматриваемая. Поэтому величину Н часто называют высотой однородной атмосферы. Она характеризует протяженность атмосферы. Действительно, выражение (9.13) можно переписать так:
mg¤ H = kT,(9.14)
где m и k суть m и R , рассчитанные на одну частицу. Как следует из последнего равенства, частицы атмосферных газов распределяются таким образом, что их наиболее вероятная кинетическая энергия равна потенциальной энергии, соответствующей подъему на высоту Н, совпадающую со шкалой высоты (9.5). Поскольку фотосфера состоит главным образом из неионизованного водорода, для нее m " 1. Подставляя это значение в формулу (9.14) и полагая в ней T = 6000° и g¤ = 2,7×104 см/сек2, находим, что
(9.15)
Следовательно, существенное изменение плотности происходит в фотосфере на протяжении сотен километров, что составляет примерно 1/3000 часть солнечного радиуса. Плотность вещества и давление в фотосфере. В § 108 было показано, что слой, в котором возникает наибольшая доля выходящего излучения, расположен на оптической глубине t = 1. Поэтому, согласно определению оптической толщины (7.29),
t = k r H " 1.(9.16)
В этом выражении k - коэффициент поглощения, рассчитанный на 1 г вещества. В среднем для фотосферного вещества он равен 0,6 см2/г. Тогда, полагая Н = 180 км, получаем
Более точные расчеты показывают, что плотность в фотосфере меняется от 0,1×10-7 г/см3 в верхних слоях примерно до 5×10-7 г/см3 в самых глубоких. Поскольку масса атома водорода равна 1,6×10-24 г, это означает, что в 1 см3 фотосферы содержится от 6×1015 до 3×1017 атомов. Теперь по формуле (7.9) легко найти давление газа, полагая m = 1 г/моль и Т = 6000°, которое, очевидно, меняется от 5×103 до 2,5×105 дин/см2. Давление 105 дин/см2 соответствует 100 миллибарам или около 0,1 атмосферы. Проведенные рассуждения являются лишь грубой иллюстрацией основных этапов определения физических свойств вещества в фотосфере. Все численные результаты весьма приближенны. Тем не менее они дают верное представление об условиях в фотосфере и хорошо согласуются с более точными значениями, приведенными в табл. 6, в которой геометрическая глубина h отсчитывается от уровня, соответствующего наблюдаемому краю Солнца со знаком “+” вверх и “-” вглубь фотосферы. Итак, фотосфера - тонкий слой газа протяженностью в несколько сотен километров, весьма непрозрачный, с концентрацией частиц около 1016-1017 в 1 см3, температурой 5-6 тысяч градусов и давлением около 0,1 атмосферы. В этих условиях все химические элементы с небольшими потенциалами ионизации (в несколько вольт, например, Na, К, Са) ионизуются. Остальные элементы, в том числе водород, остаются преимущественно в нейтральном состоянии. Фотосфера - единственная на Солнце область нейтрального водорода. Однако в результате незначительной ионизации водорода и практически полной ионизации металлов в ней все же имеются свободные электроны. Эти электроны играют исключительно важную роль: соединяясь с нейтральными атомами водорода, они образуют отрицательные ионы водорода (Н-). Это протоны, с которыми связан не один, как обычно у водорода, а два электрона. Отрицательные ионы водорода образуются в ничтожном количестве: из ста миллионов водородных атомов в среднем только один превращается в отрицательный ион. Ионы Н- обладают свойством необычайно сильно поглощать излучение, особенно в инфракрасной и видимой областях спектра. Поэтому, несмотря на свою ничтожную концентрацию, отрицательные ионы водорода являются основной причиной, определяющей поглощение фотосферным веществом излучения в видимой области спектра.
§ 122. Грануляция и конвективная зона
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 (рис. 135). 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.
При переходе в нижние слои фотосферы оба эти обстоятельства перестают действовать: из-за потерь на излучение температура резко уменьшается и замедляется темп ее уменьшения вверх, а газ почти полностью нейтрализуется и, не обладая запасом ионизационной энергии, не способен образовывать устойчивые неоднородности. Поэтому в самых верхних слоях конвективной зоны, непосредственно под фотосферой, конвективные движения резко тормозятся и конвекция внезапно прекращается. Таким образом, фотосфера снизу постоянно как бы “бомбардируется” конвективными элементами. От этих ударов в ней возникают возмущения, наблюдаемые в виде гранул, а сама она приходит в колебательное движение с периодом, соответствующим частоте собственных колебаний фотосферы (около 5 минут). Эти колебания и возмущения, возникающие в фотосфере, порождают в ней волны, по своей природе близкие к звуковым волнам в воздухе. Как мы увидим в следующем параграфе, эти волны играют важную роль для более высоких слоев солнечной атмосферы. § 123. Внешние слои солнечной атмосферы
Как уже упоминалось, плотность вещества в фотосфере быстро уменьшается с высотой и внешние слои солнечной атмосферы оказываются сильно разреженными. В наружных слоях фотосферы, где плотность уменьшается до значения 3×10-8 г/см3, температура падает примерно до 4500°. Это значение температуры оказывается минимальным для всей солнечной атмосферы. В более высоких слоях температура снова начинает возрастать. Сначала происходит медленное возрастание температуры до нескольких десятков тысяч градусов, сопровождающееся ионизацией водорода, а затем и гелия. Эта часть солнечной атмосферы называется хромосферой. В верхних слоях хромосферы, где разреженность достигает 10-15 г/см3, т.е. в каждом кубическом сантиметре находится всего лишь 109 атомов, происходит еще одно необычайно резкое увеличение температуры, примерно до миллиона градусов. Здесь начинается самая внешняя и наиболее разреженная часть атмосферы Солнца, называемая солнечной короной. Причиной столь сильного разогрева самых внешних слоев солнечной атмосферы является энергия акустических (звуковых) волн, которые, как говорилось в § 122, возникают в фотосфере в результате движения элементов конвекции. При распространении вверх, т.е. в слои с меньшей плотностью, эти волны увеличивают свою амплитуду до нескольких километров и превращаются в ударные волны. Ударные волны отличаются от обычных очень резким перепадом температуры, давления и плотности газа в волне и в невозмущенной среде: Происходит это потому, что в области сжатия растет температура и плотность, а следовательно, и скорость распространения звука. Из-за этого волны с большой амплитудой существенно изменяют свою структуру: в области сжатия вещество “набегает” в направлении распространения волны и образуется резкая граница с примыкающей невозмущенной областью - крутой фронт ударной волны. В результате возникновения ударных волн правильные волнообразные движения протяженных областей атмосферы разбиваются на отдельные более мелкие и беспорядочно движущиеся массы газа. Этот процесс называется диссипацией волн. В результате диссипации, которая особенно сильно происходит в хромосфере и короне, увеличиваются хаотические скорости движения отдельных атомов, т.е. усиливаются тепловые движения частиц. Вследствие этого происходит рост температуры в хромосфере и короне.
