>¿De qué está hecho el Sol?

Descubrir, de que esta hecho el sol: una descripción de la estructura y composición de la estrella, una lista de elementos químicos, el número y características de las capas con una foto, un diagrama.

Desde la Tierra, el Sol parece una suave bola de fuego, y antes del descubrimiento de las manchas solares por parte de la cómica nave Galileo, muchos astrónomos pensaban que tenía una forma perfecta y sin imperfecciones. Ahora sabemos que el sol esta hecho de varias capas, como la Tierra, cada una de las cuales realiza su propia función. Esta estructura del Sol, como un horno masivo, es el proveedor de toda la energía en la Tierra que es necesaria para la vida terrenal.

¿De qué elementos se compone el sol?

Si pudieras desarmar una estrella y comparar los elementos que la componen, entenderías que la composición es 74 % de hidrógeno y 24 % de helio. Además, el Sol se compone de 1% de oxígeno, y el 1% restante es elementos químicos tablas periódicas como cromo, calcio, neón, carbono, magnesio, azufre, silicio, níquel, hierro. Los astrónomos creen que un elemento más pesado que el helio es un metal.

¿Cómo surgieron todos estos elementos del Sol? El Big Bang produjo hidrógeno y helio. Al comienzo de la formación del Universo, el primer elemento, el hidrógeno, apareció a partir de partículas elementales. Debido a la alta temperatura y presión, las condiciones en el Universo eran como en el núcleo de una estrella. Más tarde, el hidrógeno se fusionó en helio siempre que hubiera una temperatura alta en el universo para que tuviera lugar la reacción de fusión. Las proporciones existentes de hidrógeno y helio, que están ahora en el Universo, se formaron después del Big Bang y no cambiaron.

Los elementos restantes del Sol se crean en otras estrellas. La fusión de hidrógeno en helio está ocurriendo constantemente en los núcleos de las estrellas. Después de producir todo el oxígeno en el núcleo, pasan a la fusión nuclear de elementos más pesados ​​como el litio, el oxígeno y el helio. Muchos de los metales pesados ​​que se encuentran en el Sol también se formaron en otras estrellas al final de sus vidas.

La formación de los elementos más pesados, el oro y el uranio, ocurrió cuando detonaron estrellas muchas veces del tamaño de nuestro Sol. En una fracción de segundo de la formación de un agujero negro, los elementos chocaron a gran velocidad y se formaron los elementos más pesados. La explosión dispersó estos elementos por todo el universo, donde ayudaron a formar nuevas estrellas.

Nuestro Sol ha recolectado elementos creados por el Big Bang, elementos de estrellas moribundas y partículas de nuevas detonaciones de estrellas.

¿Cuáles son las capas del Sol?

A primera vista, el Sol es solo una bola de helio e hidrógeno, pero una mirada más cercana revela que está formado por diferentes capas. Al avanzar hacia el núcleo, la temperatura y la presión aumentan, como resultado de lo cual se crearon capas, ya que el hidrógeno y el helio tienen características diferentes en condiciones diferentes.

núcleo solar

Comencemos nuestro movimiento a través de las capas desde el núcleo hasta la capa exterior de la composición del Sol. En la capa interna del Sol, el núcleo, la temperatura y la presión son muy altas, lo que contribuye al flujo de la fusión nuclear. El sol crea átomos de helio a partir de hidrógeno, como resultado de esta reacción se forman luz y calor, que llegan hasta. En general, se acepta que la temperatura del Sol es de unos 13.600.000 grados Kelvin y que la densidad del núcleo es 150 veces mayor que la densidad del agua.

Los científicos y astrónomos creen que el núcleo del Sol alcanza aproximadamente el 20% de la longitud del radio solar. Y dentro del núcleo, la alta temperatura y la presión ayudan a descomponer los átomos de hidrógeno en protones, neutrones y electrones. El sol los convierte en átomos de helio, a pesar de su estado de flotación libre.

Tal reacción se llama exotérmica. Durante el curso de esta reacción, se libera una gran cantidad de calor, igual a 389 x 10 31 J. por segundo.

Zona de radiación del Sol

Esta zona se origina en el límite del núcleo (20% del radio solar), y alcanza una longitud de hasta el 70% del radio solar. En el interior de esta zona se encuentra la materia solar, que en su composición es bastante densa y caliente, por lo que Radiación termal lo atraviesa sin perder calor.

Dentro del núcleo solar tiene lugar una reacción de fusión nuclear: la creación de átomos de helio como resultado de la fusión de protones. Como resultado de esta reacción, se produce una gran cantidad de radiación gamma. En este proceso, se emiten fotones de energía, luego son absorbidos en la zona de radiación y reemitidos por varias partículas.

La trayectoria de un fotón se denomina "caminata aleatoria". En lugar de moverse en línea recta hacia la superficie del Sol, el fotón se mueve en forma de zigzag. Como resultado, cada fotón necesita aproximadamente 200.000 años para superar la zona de radiación del Sol. Al pasar de una partícula a otra partícula, el fotón pierde energía. Para la Tierra, esto es bueno, porque solo podemos recibir radiación gamma proveniente del Sol. Un fotón que ingresa al espacio necesita 8 minutos para viajar a la Tierra.

Un gran número de estrellas tienen zonas de radiación y su tamaño depende directamente de la escala de la estrella. Cuanto más pequeña sea la estrella, más pequeñas serán las zonas, la mayoría de las cuales estarán ocupadas por la zona convectiva. Las estrellas más pequeñas pueden carecer de zonas de radiación, y la zona de convección alcanzará la distancia al núcleo. Para las estrellas más grandes, la situación se invierte, la zona de radiación se extiende hasta la superficie.

zona convectiva

La zona de convección está fuera de la zona de radiación, donde el calor interno del Sol fluye a través de columnas de gas caliente.

Casi todas las estrellas tienen una zona de este tipo. En nuestro Sol, se extiende desde el 70% del radio del Sol hasta la superficie (fotosfera). El gas en las profundidades de la estrella, en el mismo núcleo, se calienta y sube a la superficie, como las burbujas de cera en una lámpara. Al llegar a la superficie de la estrella, se produce una pérdida de calor, al enfriarse, el gas vuelve a hundirse hacia el centro, para la renovación de la energía térmica. Como ejemplo, puede llevar una olla de agua hirviendo al fuego.

La superficie del Sol es como tierra suelta. Estas irregularidades son las columnas de gas caliente que llevan el calor a la superficie del Sol. Su ancho alcanza los 1000 km y el tiempo de disipación alcanza los 8-20 minutos.

Los astrónomos creen que las estrellas de baja masa, como las enanas rojas, solo tienen una zona convectiva que se extiende hasta el núcleo. No tienen zona de radiación, lo que no se puede decir del Sol.

Fotosfera

La única capa del Sol visible desde la Tierra es . Debajo de esta capa, el Sol se vuelve opaco y los astrónomos usan otros métodos para estudiar el interior de nuestra estrella. Las temperaturas de la superficie de hasta 6000 Kelvin brillan de color amarillo-blanco visible desde la Tierra.

La atmósfera del Sol se encuentra detrás de la fotosfera. Aquella parte del Sol que es visible durante un eclipse solar se llama.

La estructura del Sol en el diagrama.

La NASA ha desarrollado especialmente con fines educativos una representación esquemática de la estructura y composición del Sol, indicando la temperatura de cada capa:

• (Radiación visible, IR y UV) es la radiación visible, la radiación infrarroja y la radiación ultravioleta. La radiación visible es la luz que vemos venir del sol. La radiación infrarroja es el calor que sentimos. La radiación ultravioleta es la radiación que nos da un bronceado. El sol produce estas radiaciones simultáneamente.
• (Fotosfera 6000 K) - La fotosfera es la capa superior del Sol, su superficie. Una temperatura de 6000 Kelvin es igual a 5700 grados Celsius.
• Emisiones de radio - Además de la radiación visible, la radiación infrarroja y la radiación ultravioleta, el Sol emite emisiones de radio, que los astrónomos han detectado con un radiotelescopio. Dependiendo del número de manchas solares, esta emisión aumenta y disminuye.
• Agujero coronal: estos son lugares en el Sol donde la corona tiene una baja densidad de plasma, lo que da como resultado una corona más oscura y fría.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) - La zona de radiación del Sol tiene esta temperatura.
• Zona convectiva / Convección turbulenta (per. Zona convectiva / Convección turbulenta) - Estos son lugares en el Sol donde energía térmica el núcleo se transfiere por convección. Las columnas de plasma llegan a la superficie, emiten su calor y bajan rápidamente para calentarse nuevamente.
• Bucles coronales (trans. Bucles coronales) - bucles que consisten en plasma en la atmósfera del Sol, moviéndose a lo largo de líneas magnéticas. Parecen enormes arcos que se extienden desde la superficie por decenas de miles de kilómetros.
• Núcleo (por. Núcleo) es el corazón solar, en el que tiene lugar la fusión nuclear, utilizando alta temperatura y presión. Toda la energía solar proviene del núcleo.
• 14 500 000 K (por 14 500 000 Kelvin) - La temperatura del núcleo solar.
• Zona radiativa (trans. Zona de radiación) - La capa del Sol donde la energía se transfiere usando radiación. El fotón supera la zona de radiación más allá de 200.000 y se dirige al espacio exterior.
• Los neutrinos (trans. Neutrino) son partículas de masa insignificante que emanan del Sol como resultado de una reacción de fusión nuclear. Cientos de miles de neutrinos atraviesan el cuerpo humano cada segundo, pero no nos hacen ningún daño, no los sentimos.
• Llamarada cromosférica (trans. Llamarada cromosférica): el campo magnético de nuestra estrella puede torcerse y luego romperse abruptamente en varias formas. Como resultado de las interrupciones en los campos magnéticos, aparecen potentes destellos de rayos X que emanan de la superficie del Sol.
• Bucle de campo magnético: el campo magnético del Sol está por encima de la fotosfera y es visible a medida que el plasma caliente se mueve a lo largo de las líneas magnéticas en la atmósfera del Sol.
• Spot - Una mancha solar (trans. Sunspots) - Estos son lugares en la superficie del Sol donde los campos magnéticos pasan a través de la superficie del Sol y la temperatura es más baja, a menudo en un bucle.
• Partículas energéticas (trans. Partículas energéticas) - Vienen de la superficie del Sol, como resultado, se crea el viento solar. En las tormentas solares, su velocidad alcanza la velocidad de la luz.
• Rayos X (trans. X-rays): rayos invisibles para el ojo humano, formados durante las erupciones en el Sol.
• Puntos brillantes y regiones magnéticas de corta duración (trans. Puntos brillantes y regiones magnéticas de corta duración): debido a las diferencias de temperatura, aparecen puntos brillantes y oscuros en la superficie del Sol.

Fotosfera - Esta es la superficie visible de una estrella, arrojando la mayor parte de la radiación óptica. El espesor de esta capa es de 100 a 400 km, y la temperatura es de 6600°K (interior) a 4400°K (en el borde exterior). Las dimensiones del Sol están determinadas precisamente por la fotosfera. El gas aquí está relativamente enrarecido y su velocidad de rotación es diferente según el área. En la región ecuatorial ocurre una revolución en 24 días, y en la región de los polos en 30 días.

Esta capa rodea la fotosfera, y su espesor es de unos 2000 km. El límite superior de la cromosfera se caracteriza por eyecciones calientes constantes: espículas. Esta parte del Sol solo se puede ver durante un eclipse solar total. Luego aparece en tonos rojos.

Esta es la última capa. Se caracteriza por la presencia de protuberancias y erupciones de energía. Salpican cientos de miles de kilómetros, generando un viento solar.

La temperatura de la corona es mucho más alta que la superficie del Sol - 1,000,000 ° K - 2,000,000 ° K, y en algunos lugares de 8,000,000 ° K a 29,000,000 ° K. Pero solo se puede ver la corona durante un eclipse solar. La corona cambia de forma. Los cambios dependen del ciclo. En los picos del máximo, su forma es redondeada, y en los valores mínimos, se alarga a lo largo del ecuador.

viento soleado

El viento solar es una corriente de partículas ionizadas expulsadas del Sol en todas direcciones a una velocidad de unos 400 km por segundo. La fuente del viento solar es la corona solar. La temperatura de la corona del Sol es tan alta que la fuerza gravitacional no puede mantener su materia cerca de la superficie, y parte de esta materia vuela continuamente al espacio interplanetario.

Aunque entendemos las razones generales por las que se produce el viento solar, muchos de los detalles de este proceso aún no están claros. En particular, en la actualidad no se sabe completamente dónde se acelera exactamente el gas coronal a velocidades tan altas.

§ 43. sol

El sol es una estrella cuya reacción de fusión nuclear nos proporciona la energía que necesitamos para vivir.

El Sol es la estrella más cercana a la Tierra. Da luz y calor, sin los cuales la vida en la Tierra sería imposible. Parte de la energía solar que incide sobre la Tierra es absorbida y disipada por la atmósfera. Si no fuera así, entonces la potencia de radiación que recibe cada metro cuadrado de la superficie terrestre de los rayos solares que inciden verticalmente sería de unos 1,4 kW/m 2 . Este valor se llama constante solar. Conociendo la distancia promedio de la Tierra al Sol y la constante solar, puede encontrar el poder de radiación total del Sol, llamado su luminosidad e igual a aproximadamente 4. 10 26 mar.

El Sol es una enorme bola caliente, compuesta principalmente de hidrógeno (70% de la masa del Sol) y helio (28%), que gira alrededor de su eje (gira durante 25-30 días terrestres). El diámetro del Sol es 109 veces el de la Tierra. La superficie aparente del sol. fotosfera- la capa más baja y más densa de la atmósfera del Sol, de la cual bó la mayor parte de la energía que emite. El espesor de la fotosfera es de unos 300 km y la temperatura media es de 6000 K. A menudo se ven manchas oscuras en el Sol ( manchas solares), existiendo durante varios días y, a veces, meses (Fig. 43 a). La capa de la atmósfera del Sol con un espesor de 12-15 mil km, ubicada sobre la fotosfera, se llama atmósfera. corona solar La capa exterior de la atmósfera del Sol, que se extiende a distancias de varios de sus diámetros. El brillo de la cromosfera y la corona solar es muy pequeño, y solo se pueden ver durante un eclipse solar total (Fig. 43 b).

A medida que nos acercamos al centro del Sol, la temperatura y la presión aumentan y cerca de él hay unos 15× 10 6 K y 2.3 10 16 Pa, respectivamente. A una temperatura tan alta, la materia solar se vuelve plasma- un gas formado por núcleos atómicos y electrones. La alta temperatura y presión en núcleo del sol con un radio de aproximadamente 1/3 del radio del Sol (Fig. 43 en) crean condiciones para reacciones entre núcleos, como resultado de lo cual se forman núcleos y se libera una gran cantidad de energía.

Las reacciones nucleares en las que los núcleos más ligeros se convierten en más pesados ​​se denominan termonuclear(del lat. Termas - calor), porque solo pueden ir a temperaturas muy altas. El rendimiento energético de una reacción termonuclear puede ser varias veces mayor que en la fisión de la misma masa de uranio. La fuente de energía del Sol son las reacciones termonucleares que ocurren en su núcleo. Alta presión Las capas externas del Sol no solo crean las condiciones para que ocurra una reacción termonuclear, sino que también evitan que su núcleo explote.

La energía de una reacción termonuclear se libera en forma de radiación gamma, la cual, al salir del núcleo del Sol, ingresa a una capa esférica llamada zona radiante, con un espesor de aproximadamente 1/3 del radio del Sol (Fig. 43 en). La sustancia situada en la zona radiante absorbe la radiación gamma procedente del núcleo y emite la suya propia, pero a menor frecuencia. Por lo tanto, a medida que los cuantos de radiación se mueven desde el interior hacia el exterior, su energía y frecuencia disminuyen, y la radiación gamma se convierte gradualmente en ultravioleta, visible e infrarroja.

La capa exterior del sol se llama zona convectiva, en el que se produce la mezcla de la sustancia ( convección), y la transferencia de energía se lleva a cabo por el movimiento de la propia sustancia (Fig. 43 en). Una disminución de la convección provoca una disminución de la temperatura de 1 a 2 mil grados y la aparición de una mancha solar. Al mismo tiempo, la convección se intensifica cerca de la mancha solar y la materia más caliente es llevada a la superficie del Sol y en la cromosfera, prominencias– emisiones de materia a distancias de hasta la mitad del radio del Sol. El manchado suele ir acompañado erupciones solares- el brillo brillante de la cromosfera, los rayos X y el flujo de partículas cargadas rápidamente. Se ha establecido que todos estos fenómenos, llamados actividad solar, ocurren cuanto más a menudo, más manchas solares. El número de manchas solares en el Sol varía en promedio con un período de 11 años.

Preguntas de revisión:

· Qué igual a la constante solar, y ¿cómo se llama la luminosidad del Sol?

· ¿Cuál es la estructura interna del Sol?

· ¿Por qué la reacción termonuclear tiene lugar solo en el núcleo del Sol?

· ¿Enumere los fenómenos de la actividad solar?

Arroz. 43. ( a) son manchas solares; ( b) es la corona solar durante un eclipse solar; ( en) es la estructura del Sol ( 1 - núcleo, 2 - zona radiante, 3 es la zona convectiva).

La estructura interna del Sol.

© vladimir kalanov
El conocimiento es poder

¿Qué es visible en el Sol?

Todo el mundo sabe con certeza que es imposible mirar el Sol a simple vista, y más aún a través de un telescopio sin filtros especiales muy oscuros u otros dispositivos que debilitan la luz. Descuidando esta prohibición, el observador corre el riesgo de sufrir graves quemaduras en los ojos. La forma más fácil de ver el Sol es proyectar su imagen en una pantalla blanca. Incluso con la ayuda de un pequeño telescopio aficionado, puede obtener una imagen ampliada del disco solar. ¿Qué se ve en esta imagen? En primer lugar, llama la atención la nitidez del borde solar. El sol es una bola de gas que no tiene un límite claro, su densidad disminuye gradualmente. ¿Por qué, entonces, lo vemos nítidamente definido? El hecho es que casi toda la radiación visible del Sol proviene de una capa muy delgada, que tiene un nombre especial: la fotosfera. (griego "esfera de luz"). El espesor de la fotosfera no supera los 300 km. Es esta delgada capa luminosa la que le da al observador la ilusión de que el Sol tiene una "superficie".

La estructura interna del Sol.

Fotosfera

La atmósfera del Sol comienza 200-300 km más profundo que el borde visible del disco solar. Estas capas más profundas de la atmósfera se llaman fotosfera. Dado que su grosor no es más de una tresmilésima parte del radio solar, la fotosfera a veces se denomina condicionalmente la superficie del Sol. La densidad de los gases en la fotosfera es aproximadamente la misma que en la estratosfera de la Tierra y cientos de veces menor que en la superficie de la Tierra. La temperatura de la fotosfera disminuye de 8000 K a una profundidad de 300 km a 4000 K en las capas superiores. La temperatura de esa capa intermedia, cuya radiación percibimos, alrededor de 6000K. En tales condiciones, casi todas las moléculas de gas se descomponen en átomos individuales. Sólo en las capas superiores de la fotosfera se conservan relativamente pocas moléculas simples y radicales del tipo H, OH, CH. Un papel especial en la atmósfera solar es el que no se encuentra en la naturaleza terrestre. ion de hidrógeno negativo, que es un protón con dos electrones. Este compuesto inusual se produce en la delgada capa exterior "más fría" de la fotosfera cuando los electrones libres cargados negativamente se "pegan" a los átomos de hidrógeno neutros, que son suministrados por átomos fácilmente ionizables de calcio, sodio, magnesio, hierro y otros metales. Cuando se producen, los iones de hidrógeno negativos emiten la mayor parte de la luz visible. Los iones absorben con avidez la misma luz, razón por la cual la opacidad de la atmósfera crece rápidamente con la profundidad. Por tanto, el borde visible del Sol nos parece muy nítido.

En un telescopio con un gran aumento, puede observar los detalles finos de la fotosfera: todo parece estar salpicado de pequeños granos brillantes, gránulos, separados por una red de caminos estrechos y oscuros. La granulación es el resultado de la mezcla de corrientes ascendentes de gases más calientes y descendentes más frías. La diferencia de temperatura entre ellos en las capas exteriores es relativamente pequeña (200-300 K), pero a mayor profundidad, en la zona convectiva, es mayor y la mezcla es mucho más intensa. La convección en las capas exteriores del Sol juega un papel muy importante en la determinación de la estructura general de la atmósfera. En última instancia, es la convección, como resultado de una interacción compleja con los campos magnéticos solares, la causa de todas las diversas manifestaciones de la actividad solar. Los campos magnéticos están involucrados en todos los procesos en el Sol. De vez en cuando, surgen campos magnéticos concentrados en una pequeña región de la atmósfera solar, varios miles de veces más fuertes que en la Tierra. El plasma ionizado es un buen conductor, no puede moverse a través de las líneas de inducción magnética de un campo magnético fuerte. Por lo tanto, en tales lugares, se inhibe la mezcla y el ascenso de gases calientes desde abajo y aparece un área oscura: una mancha solar. Contra el fondo de la deslumbrante fotosfera, parece completamente negro, aunque en realidad su brillo es solo diez veces más débil. Con el tiempo, el tamaño y la forma de las manchas cambian mucho. Habiendo surgido en forma de un punto apenas perceptible, un poro, la mancha aumenta gradualmente su tamaño a varias decenas de miles de kilómetros. Las manchas grandes, por regla general, consisten en una parte oscura (núcleo) y una parte menos oscura, la penumbra, cuya estructura le da a la mancha la apariencia de un vórtice. Los puntos están rodeados por áreas más brillantes de la fotosfera, llamadas fáculas o campos de antorcha. La fotosfera pasa gradualmente a capas exteriores más enrarecidas de la atmósfera solar: la cromosfera y la corona.

Atmósfera

Por encima de la fotosfera se encuentra la cromosfera, una capa heterogénea cuya temperatura oscila entre los 6.000 y los 20.000 K. La cromosfera (en griego, "esfera de color") se llama así por su color violeta rojizo. Es visible durante los eclipses solares totales como un anillo irregular brillante alrededor del disco negro de la Luna, que acaba de eclipsar al Sol. La cromosfera es muy heterogénea y se compone principalmente de lenguas alargadas alargadas (espículas), que le dan el aspecto de hierba quemada. La temperatura de estos chorros cromosféricos es de dos a tres veces mayor que en la fotosfera, y la densidad es cientos de miles de veces menor. La longitud total de la cromosfera es de 10-15 mil kilómetros. El aumento de temperatura en la cromosfera se explica por la propagación de ondas y campos magnéticos que penetran en ella desde la zona convectiva. La sustancia se calienta de la misma manera que si estuviera en un horno de microondas gigante. Las velocidades de los movimientos térmicos de las partículas aumentan, las colisiones entre ellas se vuelven más frecuentes y los átomos pierden sus electrones externos: la materia se convierte en un plasma ionizado caliente. Estos mismos procesos físicos apoyan e inusualmente alta temperatura las capas más externas de la atmósfera solar, que se encuentran por encima de la cromosfera.

A menudo, durante los eclipses (y con la ayuda de instrumentos espectrales especiales, incluso sin esperar los eclipses) sobre la superficie del Sol, se pueden observar "fuentes", "nubes", "embudos", "arbustos", "arcos" de formas extrañas. y otras formaciones brillantemente luminosas de las sustancias cromosféricas. Son estacionarios o cambian lentamente, rodeados de suaves chorros curvos que entran o salen de la cromosfera, elevándose decenas y cientos de miles de kilómetros. Estas son las formaciones más grandiosas de la atmósfera solar -. Cuando se observan en la línea espectral roja emitida por los átomos de hidrógeno, aparecen contra el fondo del disco solar como filamentos oscuros, largos y curvos. Las prominencias tienen aproximadamente la misma densidad y temperatura que la cromosfera. Pero están por encima y están rodeados por capas superiores más altas y altamente enrarecidas de la atmósfera solar. Las protuberancias no caen en la cromosfera porque su sustancia está sostenida por los campos magnéticos de las regiones activas del Sol. Por primera vez, el astrónomo francés Pierre Jansen y su colega inglés Joseph Lockyer observaron el espectro de una prominencia fuera de un eclipse en 1868. La rendija del espectroscopio se coloca de modo que cruce el borde del Sol, y si hay un prominencia cerca de él, entonces puedes notar el espectro de su radiación. Al apuntar la rendija a diferentes partes de la prominencia o cromosfera, se pueden estudiar por partes. El espectro de prominencias, como el de la cromosfera, consta de líneas brillantes, principalmente hidrógeno, helio y calcio. Las líneas de emisión de otros elementos químicos también están presentes, pero son mucho más débiles. Algunas prominencias, después de haber pasado mucho tiempo sin cambios notables, explotan repentinamente, por así decirlo, y su sustancia es expulsada al espacio interplanetario a una velocidad de cientos de kilómetros por segundo. La apariencia de la cromosfera también cambia con frecuencia, lo que indica el continuo movimiento de sus gases constituyentes. A veces ocurre algo similar a las explosiones en regiones muy pequeñas de la atmósfera del Sol. Estos son los llamados destellos cromosféricos. Suelen durar varias decenas de minutos. Durante destellos en las líneas espectrales de hidrógeno, helio, calcio ionizado y algunos otros elementos, la luminosidad de una sección individual de la cromosfera se multiplica repentinamente por diez. La radiación ultravioleta y de rayos X aumenta con especial fuerza: a veces su potencia es varias veces superior a la potencia total de la radiación solar en esta región de longitud de onda corta del espectro antes de la llamarada. Manchas, antorchas, prominencias, llamaradas cromosféricas son todas manifestaciones de la actividad solar. Con un aumento en la actividad, el número de estas formaciones en el Sol se vuelve mayor.

Atmósfera del sol

Nombre de la capa	Altura del límite superior de la capa, km	Densidad, kg / m 3	Temperatura, K
Fotosfera
Atmósfera
	Varias decenas de radios solares

Las manchas solares (formaciones oscuras en el disco solar, debido a que su temperatura es ~ 1500 K más baja que la temperatura de la fotosfera) consisten en un óvalo oscuro, la sombra de una mancha, rodeada por una penumbra fibrosa más clara. Las manchas solares más pequeñas (poros) tienen diámetros de ~1000 km, y los diámetros de las manchas solares más grandes observadas superaron los 100 000 km. Las manchas pequeñas a menudo existen por menos de 2 días, se desarrollan de 10 a 20 días, las más grandes se pueden observar hasta los 100 días.

Las espículas cromosféricas (columnas de gas aislado) tienen un diámetro de ~1000 km, una altura de hasta ~8000 km, una velocidad de ascenso y descenso de ~20 km/s, una temperatura de ~15 000 K y una vida útil de varios minutos.

Las prominencias (nubes densas comparativamente frías en la corona) se extienden en longitud hasta 1/3 del radio del Sol. Las más comunes son prominencias "calmadas" con una vida útil de hasta 1 año, una longitud de ~200 mil km, un espesor de ~10 mil km y una altura de ~30 mil km. Con velocidades de 100-1000 km/s, las protuberancias eruptivas rápidas suelen ser expulsadas hacia arriba después de las erupciones.

Durante un eclipse solar total, el brillo del cielo alrededor del Sol es 1.6 10 -9 del brillo promedio del Sol.

El brillo de la Luna durante un eclipse solar total en la luz reflejada desde la Tierra es 1.1 10 -10 del brillo promedio del Sol.

Fotosfera

La fotosfera (la capa que emite luz) forma la superficie visible del sol. Su espesor corresponde a un espesor óptico de aproximadamente 2/3 unidades. En términos absolutos, la fotosfera alcanza un espesor, según diversas estimaciones, de 100 a 400 km. La mayor parte de la radiación óptica (visible) del Sol proviene de la fotosfera, mientras que la radiación de las capas más profundas ya no nos llega. A medida que se acerca al borde exterior de la fotosfera, la temperatura disminuye de 6600 K a 4400 K. La temperatura efectiva de la fotosfera en su conjunto es de 5778 K. Se puede calcular de acuerdo con la ley de Stefan-Boltzmann, según la cual la potencia de radiación de un cuerpo absolutamente negro es directamente proporcional a la cuarta potencia de la temperatura corporal. El hidrógeno en tales condiciones permanece casi completamente en un estado neutral. La fotosfera forma la superficie visible del Sol, que determina el tamaño del Sol, la distancia al Sol, etc. Dado que el gas en la fotosfera está relativamente enrarecido, su velocidad de rotación es mucho menor que la velocidad de rotación. sólidos. Al mismo tiempo, el gas en las regiones ecuatoriales y polares se mueve de manera desigual: en el ecuador hace una revolución en 24 días, en los polos, en 30 días.

Atmósfera

La cromosfera es la capa exterior del Sol con un espesor de unos 2000 km, que rodea a la fotosfera. El origen del nombre de esta parte de la atmósfera solar está asociado a su color rojizo, provocado por el hecho de que la línea roja de emisión de hidrógeno H-alfa de la serie de Balmer domina en el espectro visible de la cromosfera. El límite superior de la cromosfera no tiene una superficie lisa pronunciada; constantemente se producen eyecciones calientes, llamadas espículas. El número de espículas observadas simultáneamente promedia 60-70 000. Debido a esto, en finales del siglo XIX siglo, el astrónomo italiano Secchi, observando la cromosfera a través de un telescopio, la comparó con praderas en llamas. La temperatura de la cromosfera aumenta con la altura de 4000 a 20 000 K (el rango de temperatura por encima de 10 000 K es relativamente pequeño).

La densidad de la cromosfera es baja, por lo que el brillo es insuficiente para la observación en condiciones normales. Pero durante un eclipse solar total, cuando la Luna cubre la fotosfera brillante, la cromosfera ubicada arriba se vuelve visible y brilla en rojo. También se puede observar en cualquier momento utilizando filtros ópticos especiales de banda estrecha. Además de la línea H-alfa ya mencionada con una longitud de onda de 656,3 nm, el filtro también se puede sintonizar en las líneas Ca II K (393,4 nm) y Ca II H (396,8 nm). Las principales estructuras cromosféricas que son visibles en estas líneas son:

· una rejilla cromosférica que cubre toda la superficie del Sol y que consta de líneas que rodean las células de supergranulación de hasta 30.000 km de diámetro;

flóculos - formaciones parecidas a nubes ligeras, más a menudo confinadas a áreas con fuertes campos magnéticos - áreas activas, a menudo rodean manchas solares;

fibras y fibras (fibrillas): a menudo se encuentran líneas oscuras de varios anchos y largos, como flóculos, en áreas activas.

Corona

La corona es la última capa externa del Sol. La corona se compone principalmente de protuberancias y erupciones energéticas, erupciones y erupciones de varios cientos de miles e incluso más de un millón de kilómetros en el espacio, formando el viento solar. La temperatura coronal promedio es de 1 a 2 millones de K, y la máxima, en algunas áreas, es de 8 a 20 millones de K. A pesar de una temperatura tan alta, es visible a simple vista solo durante un eclipse solar total, ya que el La densidad de la materia en la corona es baja y, por lo tanto, su brillo también es pequeño. El calentamiento inusualmente intenso de esta capa aparentemente es causado por el efecto de la reconexión magnética y la acción de las ondas de choque (ver Problema de calentamiento coronal). La forma de la corona cambia según la fase del ciclo de actividad solar: durante los períodos de máxima actividad, tiene una forma redondeada y, como mínimo, se alarga a lo largo del ecuador solar. Dado que la temperatura de la corona es muy alta, irradia intensamente en los rangos ultravioleta y de rayos X. Estas radiaciones no atraviesan atmósfera terrestre, pero recientemente ha sido posible estudiarlos con la ayuda de naves espaciales. La radiación en diferentes regiones de la corona ocurre de manera desigual. Hay regiones cálidas activas y tranquilas, así como agujeros coronales con una temperatura relativamente baja de 600 000 K, de los cuales emergen líneas de campo magnético hacia el espacio. Esta configuración magnética ("abierta") permite que las partículas dejen el Sol sin obstáculos, por lo que el viento solar se emite principalmente desde los agujeros coronales.

El espectro visible de la corona solar consta de tres componentes diferentes, llamados componentes L, K y F (o, respectivamente, L-corona, K-corona y F-corona; otro nombre para el componente L es E- corona. El componente K es un espectro continuo de la corona. Contra su fondo, el componente L de emisión es visible hasta una altura de 9-10 "desde el borde visible del Sol. A partir de una altura de aproximadamente 3" ( el diámetro angular del Sol es de unos 30") y superior, se ve un espectro de Fraunhofer, igual que el espectro de la fotosfera. Constituye la componente F de la corona solar. A una altura de 20', la componente F domina el espectro de la corona. Se toma una altura de 9-10' como límite que separa la corona interior de la exterior. La radiación del Sol con una longitud de onda inferior a 20 nm proviene enteramente de la corona. Esto significa que, para Por ejemplo, en imágenes comunes del Sol a longitudes de onda de 17,1 nm (171 Å), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å), solo se ve la corona solar con sus elementos, y la cromosfera y la fotosfera no son visibles. visible.Dos agujeros coronales, casi siempre existentes cerca del norte y sur Los polos del Sol, así como otros que aparecen temporalmente en su superficie visible, prácticamente no emiten rayos X.

viento soleado

Desde la parte exterior de la corona solar sale el viento solar, una corriente de partículas ionizadas (principalmente protones, electrones y partículas α), que se propaga con una disminución gradual de su densidad hasta los límites de la heliosfera. El viento solar se divide en dos componentes: el viento solar lento y el viento solar rápido. El lento viento solar tiene una velocidad de unos 400 km/sy una temperatura de 1,4–1,6 · 10 6 K y se corresponde estrechamente con la composición de la corona. El rápido viento solar tiene una velocidad de unos 750 km/s, una temperatura de 8·10 5 K, y es similar en composición a la sustancia de la fotosfera. El viento solar lento es dos veces más denso y menos constante que el rápido. El lento viento solar tiene una estructura más compleja con regiones de turbulencia.

En promedio, el Sol irradia con el viento unas 1,3·10 36 partículas por segundo. En consecuencia, la pérdida total de masa del Sol (para este tipo de radiación) es de 2-3·10-14 masas solares al año. La pérdida en 150 millones de años es equivalente a la masa de la tierra. Muchos fenómenos naturales en la Tierra están asociados con perturbaciones en el viento solar, incluidas las tormentas geomagnéticas y las auroras.

Las primeras mediciones directas de las características del viento solar fueron realizadas en enero de 1959 por la estación soviética Luna-1. Las observaciones se llevaron a cabo utilizando un contador de centelleo y un detector de ionización de gases. Tres años más tarde, científicos estadounidenses realizaron las mismas mediciones utilizando la estación Mariner-2. A fines de la década de 1990, utilizando el espectrómetro ultravioleta coronal (Eng.Ultravioleta Coronal Espectrómetro ( UVCS) ) a bordo del satélite SOHO, se realizaron observaciones de las regiones de ocurrencia rápida de viento solar en los polos solares.