English    Български  

   Фотосферата е сравнително тънка обвивка, разположена непосредствено над конвективната зона. От нея енергията, генерирана в слънчевото ядро, се излъчва направо в космическото пространство, без някакво съществено поглъщане или разсейване. Тя може да бъде определена като слой с дебелина 550км, разположен от оптическа дълбочина единица за светлина с дължина на вълната 5000 A до температурния минимум.

   Тъй като фотосферата може да бъде наблюдавана без сложни филтри или спектрографи, информация за нея се получава сравнително лесно. Основни характеристики на фотосферата са излъчващата способност, т.е. лъчистия поток U = 6.5x10¹⁰ерг/(см².с), и температурата на излъчването с дължина на вълната 5500 A, която е равна на 6700К. Това е температурата, за която разпределението на фотосферното излъчване по дължината на вълната може да се представи като това на а.ч.т. със същата температура.

   Във фотосферата се наблюдава едно удивително явление. Доколкото слоевете, лежащи над нея, поглъщат само незначително количество енергия и могат безпрепятствено да я излъчват в пространството, следва да се очаква, че температурата ще намалява непрекъснато с височината. В действителност обаче температурата достига минимална стойност при горната граница на фотосферата, а след това отново започва да расте с височината, до стойности от порядъка на милиони градуси в короната. Затова по снимки в бяла светлина ясно се вижда потъмняване на слънчевия диск към лимба, докато по снимки в светлината на късовълновото излъчване, характерно за горните слоеве на слънчевата атмосфера, се наблюдава увеличаване на яркостта към лимба. Колкото по-близо е до лимба наблюдаваната област, толкова по-високо е слоят, излъчването на който ние виждаме.

   Допълнителният приток на енергия в горните слоеве на слънчевата атмосфера се обяснява с генерирането на вълни в конвективната област. Неголямото количество нелъчиста механична енергия се пренася чрез тези вълни през фотосферата и дисипира в хромосферата и короната, повишавайки по този начин тяхната температура.

   На снимки, направени с висока разделителна способност, фотосферата изглежда покрита с ярки, подобни на оризови зърна образувания, наречени гранули. Гранулацията на фотосферно ниво покрива цялото Слънце. В който и да е момент от време на Слънцето се наблюдават около милиони гранули, намиращи се в непрекъснато движение.

   Гранулацията е най-забележимата и най-дълго време изучавана нееднородност на спокойното Слънце. Тя представлява клетъчна структура от ярки образувания с неправилна форма на фона на относително по-тъмното междугранулационно пространство. Наблюдава се добре в бяла светлина ако разделителната способност достига няколко дъгови секунди.

   Фотосферната гранулация може да се разглежда като съвкупност от конвективни елементи, проникващи от подфотосферната конвективна зона. В резултат на това относително по-горещ газ се издига нагоре, образувайки ярка гранула, излъчва излишъка от енергия, изстива и отново се стича надолу в тъмните тесни междини покрай гранулите. Това, което ние наблюдаваме са върховете на конвективните клетки, проникнали във фотосферата. Поради това централната част на гранулите изглежда по-ярка от тяхната периферия. Картината на гранулационните движения не е устойчива. За около 10 минути, което е средното време на съществуване на гранулите, една гранула може да "угасне", да се разруши или да се слее с друга гранула.

   Типичният размер на гранулите е 700 - 1500 км. Средното разстояние между центровете им е около 1800км. Отделните гранули са разделени с тесни и тъмни междугранулационни ивици. Често се наблюдават т. нар. взривяващи се гранули. Те се отличават с повишената си яркост и с това, че се разширяват, образувайки пръстен, който се разпада след около 10 мин.

   Тъй като турбулентността на земната атмосфера и дифракцията в оптиката на инструментите ограничават разделителната способност, за наблюдение на най-малките детайли в гранулацията се налага да се използват големи вакуумни телескопи или да се издигат телескопи извън земната атмосфера. Гранулацията не е свързана със слънчевата активност. Както показват наблюденията, нейните свойства не зависят от фазата на 11-годишния цикъл, от развитието на активните области или от това, че е в съседство с активни области. Все пак връзка с явленията на активност има. Например в сянката на петната, където се наблюдават най-силните магнитни полета, размерите на гранулите са сравнително по-малки, а тяхната продължителност на съществуване - по-голяма.

   Освен движения със скорости от порядъка на тези на гранулите се наблюдават и други движения, които се проявяват под формата на колебания и едромащабни структури с подредено движение, известни като мезогранулация и свъхгранулация. Размерите на мезогранулите обикновено са от 5000 до 10 000км, а тяхната вертикална и хоризонтална скорост е около 60 м/с.

   При спектроскопични наблюдения близо до центъра на слънчевия диск по доплеровите премествания на фотосферната плазма се наблюдават вертикални колебания в области с характерен размер около 10 000 км. Средния период на тези колебания е около 5 мин. във фотосферата, като той намалява на по-големи височини. Амплитудата на скоростта им нараства от 0.15 км/с в долната фотосфера до 0.5 км/с в долната хромосфера. Тези колебания не са свързани с гранулацията. Те възникват в резултат на захващането на акустични вълни в слоя на температурния минимум.

   За разлика от гранулацията свръхгранулацията не се проявява в колебания на яркостта на фотосферата, а като подредено хоризонтално движение на фотосферната плазма. Тя се наблюдава значително по-трудно от гранулацията. Едва през 70-те години, с разработването на метода на налагане на спектрохелиограмите от П. Лейтън, става възможно непосредственото наблюдаване на свръхгранулацията. Въз основа на ефекта на Доплер е открито, че движението в свръхгранулационните клетки е предимно хоризонтално и е насочено от центъра към краищата на клетката.

   Свръхгранулите имат размери 2.5 пъти по-големи от диаметъра на Земята. Те се зараждат от по-големи и по-дълбоки конвективни клетки, възникващи в зоната на рекомбинация на йоните на хелия. Във фотосферата границите на свръхгранулите се проявяват като ярка фотосферна мрежа, наблюдавана в светлината на някои фраунхоферови линии, и като ярки области, наречени фотосферни факели, наблюдавани близо до лимба на Слънцето. Гранулацията и свръхгранулацията се отнасят към конвективните явления, с примери за които ние се срещаме ежедневно, например кълбовидните облаци, издигащият се стълб от дим и др.

   Спекртохелиограми, получени в светлината на някои фраунхоферови линии, показват, че слънчевата фотосфера има подобна на мрежа ярка структура, която се нарича фотосферна мрежа. Тя съвпада с мрежата, която очертава фотосферните магнитни полета извън слънчевите петна. Близо до слънчевия лимб фотосферната мрежа става видима и в светлината на непрекъснатия спектър под формата на фотосферни факели.