Атмосферою Сонця називають три зовнішніх шару Сонця, розташовані вище конвективного зони. і складаються (по числу атомів) в основному з водню, 10% гелію, 1/1000 вуглецю, азоту і кисню і 1/10 000 металів разом з усіма іншими хімічними елементами.
Атмосферу Сонця прийнято розділяти на фотосфери. хромосферу і корону. яка переходить в сонячний вітер.
Фотографія сонячної плями. По периферії - сітка гранул
Спектральні лінії в гранулах і проміжках між ними зміщені відповідно в синю і червону боку. Це означає, що в середній частині гранул підфотосферній сонячне речовина піднімається на поверхню, а на краях гранул стікає вниз. Швидкість цих рухів становить 1 - 2 км / с. Тому температура в центрі гранул вище, ніж на периферії. "Глибина" гранул, мабуть, досягає декількох сотень, а то й тисячі кілометрів. Грануляція фотосфери практично не залежить від геліоцентричної широти і фази циклу СА.
Хромосфера виявляється при повному сонячному затемненні як тонкий забарвлений (рожевий) ободок навколо Сонця. Звідси і її назва.
Її товщина близько 15 * 10 3 км. Концентрація частинок в хромосфері нижче, ніж у фотосфері, і зменшується з висотою від 10 14 до 10 10 1 / см3. Температура в хромосфері зростає з висотою нерівномірно: в нижній частині - повільно, 4500-4800 про К, а в середній і верхній частинах - швидко, досягаючи на кордоні з короною в перехідному шарі значень 10 6 о К. В хромосфері в міру просування вгору послідовно іонізуются водень, гелій і ін. хімічні елементи. До висоти 1500 км лежить порівняно щільна нижня хромосфера, а вище простягаються середній (1500-4000 км) і верхній шари, що відрізняються дуже неоднорідною структурою.
Найбільш дрібні структурні утворення в хромосфері називаються спікулами. Вони мають довгасту форму, причому витягнуті переважно в радіальному напрямку. Довжина їх становить кілька тисяч кілометрів, а товщина - близько однієї тисячі кілометрів. Зі швидкостями в декілька десятків кілометрів в секунду спікули піднімаються з хромосфери в корону і розчиняються в ній. Таким чином, через спікули відбувається обмін речовиною між хромосферою і вищерозміщеної короною. Спікули, в свою чергу, утворюють більшу структуру, звану хромосферної сіткою. Вона складається з окремих осередків розміром (30 -60) * 10 3 км.
Часто спостерігається фібрільная структура хромосфери, що відображає характер магнітних полів, винесених конвекцією з-під фотосфери в хромосферу, тобто фібрили - це петлі магнітного поля на поверхні Сонця. Інтенсивне поява фібрил супроводжує народження нової активної області на Сонці. В активні періоди в хромосфері Сонця спостерігають спалахи і флоккули. (Див сонячна активність)
Між хромосферою і короною знаходиться перехідна область. щільність в якій змінюється від 10 -12 до 10 -15 г / см3 (концентрація частинок - від 10 12 до 10 9 1 / см3), а температура - від 1 * 10 4 до 1,5 * 10 6 До Зростання температури, визначається швидким падінням щільності речовини з висотою і накачуванням енергії за рахунок процесів поглинання акустичних і магнітозвуковиx хвиль, що поширюються від фотосфери
Корону можна умовно розділити на три зони: внутрішню (r 2,5 RC).
Середня температура корони 1,5 * 106 К. З висотою температура корони змінюється мало. Щільність корони у перехідній області
10 -15 г / смз (концентрація частинок 10 8 см-3), а на відстані 3RC щільність
6 * 10 -19 г / смз, (концентрація 4.10 5 см-3).
За своїм складом корональної газ схожий з фотосферного. Атоми майже повністю позбавлені всіх своїх електронів, тобто корона являє собою практично повністю іонізовану плазму.
Структура корони досить складна, вона включає в себе великі освіти, що віддаляються від Сонця у вигляді "опахал" або у вигляді "променів". Щільність речовини в цих утвореннях, мабуть, майже на порядок вище, ніж у навколишньому короні.
Темні області на знімку в рентгене- корональні діри
Їх загальна площа сягає 15% від всієї площі поверхні Сонця, на низьких широтах площі корональних дір менше 2-5% площі поверхні Сонця. Час життя однієї діри може перевищувати 5 обертів Сонця (до 20 оборотів).
Корональні діри пов'язані з уніполярними областями в фотосфері.
У цих областях відбувається посилення виділення плазми сонячного вітру, що робить істотний вплив на геофізичні явища.
Яскравість корони в мільйон разів менше яскравості фотосфери. Спостерігати сонячну корону неозброєним оком можна тільки під час повної фази сонячного затемнення. Поза затемнень з поверхні Землі корону спостерігають за допомогою спеціальних телескопів - коронограф.
Корональні транзіенти Загальна назва коротрожівущіх змін в короні, в основоного використовується для опису виходять з С. плазмових хмар - корональні викиди маси (Coronal Mass Ejection).
Цими потужними викидами плазмового речовини несеться приблизно половина загальної енергії сонячного спалаху. CME проходить через сонячну корону і зі швидкістю близько 1000 км / с досягає орбіти Землі через 1 - 2 доби. Сонячні корпускулярні потоки, взаємодіючи із земною магнітосферою, викликають магнітні бурі і магнітосферні суббури.
Магнітне поле Сонця розділяється на два типи - загальне поле і локальні поля.
Загальне магнітне поле Сонця - це поле полоідальним типу, витягнуте уздовж сонячних меридіанів і подібне полю дипольного типу. Його напруженість на рівні фотосфери становить 1-2 Гс. Загальна поле Сонця періодично, приблизно раз в 11 років змінює свою полярність на протилежну. Повний період Т = 22 року.
Загальна поле складається з безлічі дрібних структур різної полярності і розмірів, напруженістю до 10-20 Гс.
Локальні магнітні поля активних утворень на Сонце поділяються на біполярні (ВМ) і уніполярні (UM) області. Напруженість поля | B | в ВМ-областях варіює від 0,1 до декількох сотень гаус. Знак поля різний в різних частинах цих областей, і, оскільки вони витягнуті уздовж лінії схід-захід, в них завжди можна виділити провідну (р) і провідну (f) полярності. Ці полярності різні в північній і південній півкулях і змінюють знак з початком кожного нового 11-річного циклу.
UM-області в порівнянні з ВМ-областями розташовуються ближче до полюсів і мають меншу напруженість магнітного поля, але велику площу і тривалість життя: для UM-області характерно В
5-7 обертів Сонця. Розвиток ВМ- і UM-областей передує появі активних областей на Сонці і завершується після зникнення.
Більш детальну інформацію з даного питання можна знайти в розділах Сізіфа
ОГЛЯД і СТАТТІ. а також на сторінках підручника.
Спеціально питань сонячної активності присвячений багатоілюстрований розділ проекту Е.В. Кононовича ЖИТТЯ ЗЕМЛІ В АТМОСФЕРІ СОНЦЯ
Також дивись родинні розділи довідника: