Слънчева активност

Гръцката дума фотосфера означава светлинен слой. За долна граница на фотосферата се приема слоят с оптична дебелина t(l) » 1, който за дължина на вълната l = 500nm , се бележи с t5. Фотосферата се определя като сферично симетричен слой с оптичната дебелина t5 = 1. Този слой е основен и от него е прието да се измерват височините във фотосферата на Слънцето. По-високите слоеве, разположени над основния слой, поглъщат незначително количество енергия, след което безпрепятствено я излъчват в пространството, т.е. оптичната дебелина намалява, поради което температурата също намалява с нарастването на височината. Яркостта на фотосферата рязко спада към края на слънчевия диск, което още се нарича потъмнение. Фотосферата съответствува на тънък плазмен слой с дебелина около 550 км, в който температурата намалява с нарастването на височината. Тя е тънка обвивка, от която лъчението на оптичния диапазон се излъчва в космическото пространство, без някакво съществено разсейване и поглъщане от по-високите слоеве на слънчевата атмосфера. Средната дължина на свободния пробег на фотоните в атмосферата се определя от уравнението

където n е концентрацията на поглъщащите частици, а s(n) е сечението на разсейване на частиците. С нарастването на височината във фотосферата, плътността на плазмата, а следователно и концентрацията n на разсейващите частици намалява, поради което свободният пробег на фотоните l бързо нараства и достига стойност от порядъка на височината на еднородната атмосфера, която се дава с формулата


Когато l << H, фотоните се поглъшат и преизлъчват многократно (квантово разсейване) при преминаване на разстояние » H. Обратното, когато l >> H, фотоните безпрепятствено ще изминат дължина H. Тези разсъждения ни дават възможност да определим фотосферата като сферичен плазмен слой с дебелина l » H, като основата на този слой е разположена на оптична дълбочина с оптична t5 = 1.
Във фотосферата на Слънцето поглъщането на Н и Не е слабо. Температурата във фотосферата е около 6000 К. Лъчението се състои от фотони с енергия 2-3 eV. Физическите условия във фотосферата са подходящи за образуването на линии на поглъщане на елементите с нисък потенциал на възбуждане като Fe и Mg. Поради ниското си съдържание тези елементи не оказват съществено влияние върху разпределението на енергията в непрекъснатия спектър. Поглъщането в непрекъснатия спектър се осъществява от отрицателните йони на водорода H-. Енергията на връзката на електрона с водородния атом в H- е слаба eH- = 1,5 eV и се разрушава от фотони с енергия по-голяма от 1,5 eV, което съответствува на лъчение с дължина на вълната l Ј 800 nm. Този процес определя коефициента на поглъщане в непрекъснатия спектър. Източникът на свободните електрони, които се присъединяват към водорода и образуват H-, са металите с нисък потенциал на йонизация Li, Na, Mg, Al, K, Ca и Si. Основната информация за фотосферата на Слънцето се получава от спектралния анализ. Коефициентът на поглъщане в спектралните линии е съществено по-висок от този в непрекъснатия спектър. Тъмните спектрални линии се образуват в по-високите и по-хладни слоеве на фотосферата, а непрекъснатия спектър - в по-дълбоките и по-горещи слоеве. Центърът на спектралната линия се образува при максимален коефициент на поглъщане k(l), поради което оптичната дебелина t(l) » 1 съответствува на малка дълбочина l, т.е. най-външните слоеве с най-ниска температура, докато крилата на спектралната линия се образуват в най-дълбоките и най-горещи слоеве на фотосферата.