> De quoi est composé le Soleil ?

Découvrir, de quoi est fait le soleil: une description de la structure et de la composition de l'étoile, une liste des éléments chimiques, le nombre et les caractéristiques des couches avec une photo, un schéma.

De la Terre, le Soleil ressemble à une boule de feu lisse, et avant la découverte des taches solaires par le vaisseau comique Galileo, de nombreux astronomes pensaient qu'il était parfaitement formé sans imperfections. Maintenant nous savons que Le soleil est maquillé de plusieurs couches, comme la Terre, dont chacune remplit sa propre fonction. Cette structure du Soleil, comme un four massif, est le fournisseur de toute l'énergie terrestre nécessaire à la vie terrestre.

De quels éléments le soleil est-il composé ?

Si vous pouviez démonter une étoile et comparer les éléments constitutifs, vous comprendriez que la composition est de 74 % d'hydrogène et de 24 % d'hélium. De plus, le Soleil est composé de 1% d'oxygène, et le 1% restant est éléments chimiques tableaux périodiques comme le chrome, le calcium, le néon, le carbone, le magnésium, le soufre, le silicium, le nickel, le fer. Les astronomes pensent qu'un élément plus lourd que l'hélium est un métal.

Comment tous ces éléments du Soleil sont-ils apparus ? Le Big Bang a produit de l'hydrogène et de l'hélium. Au début de la formation de l'Univers, le premier élément, l'hydrogène, est apparu à partir de particules élémentaires. En raison de la température et de la pression élevées, les conditions dans l'Univers étaient comme au cœur d'une étoile. Plus tard, l'hydrogène a été fusionné en hélium tant qu'il y avait une température élevée dans l'univers nécessaire pour que la réaction de fusion ait lieu. Les proportions existantes d'hydrogène et d'hélium, qui se trouvent actuellement dans l'Univers, se sont formées après le Big Bang et n'ont pas changé.

Les éléments restants du Soleil sont créés dans d'autres étoiles. La fusion de l'hydrogène en hélium se poursuit constamment dans le cœur des étoiles. Après avoir produit tout l'oxygène du cœur, ils passent à la fusion nucléaire d'éléments plus lourds tels que le lithium, l'oxygène, l'hélium. Bon nombre des métaux lourds présents dans le Soleil se sont également formés dans d'autres étoiles à la fin de leur vie.

La formation des éléments les plus lourds, l'or et l'uranium, s'est produite lorsque des étoiles de plusieurs fois la taille de notre Soleil ont explosé. En une fraction de seconde de la formation d'un trou noir, les éléments sont entrés en collision à grande vitesse et les éléments les plus lourds se sont formés. L'explosion a dispersé ces éléments dans tout l'univers, où ils ont contribué à la formation de nouvelles étoiles.

Notre Soleil a collecté des éléments créés par le Big Bang, des éléments d'étoiles mourantes et des particules de nouvelles détonations d'étoiles.

Quelles sont les couches du Soleil ?

À première vue, le Soleil n'est qu'une boule d'hélium et d'hydrogène, mais un examen plus approfondi révèle qu'il est composé de différentes couches. En se déplaçant vers le noyau, la température et la pression augmentent, ce qui entraîne la création de couches, car l'hydrogène et l'hélium ont des caractéristiques différentes dans des conditions différentes.

noyau solaire

Commençons notre mouvement à travers les couches du noyau à la couche externe de la composition du Soleil. Dans la couche interne du Soleil - le noyau, la température et la pression sont très élevées, contribuant au flux de fusion nucléaire. Le soleil crée des atomes d'hélium à partir d'hydrogène, à la suite de cette réaction, de la lumière et de la chaleur se forment, qui atteignent jusqu'à. Il est généralement admis que la température sur le Soleil est d'environ 13 600 000 degrés Kelvin et que la densité du noyau est 150 fois supérieure à la densité de l'eau.

Les scientifiques et les astronomes pensent que le noyau du Soleil atteint environ 20% de la longueur du rayon solaire. Et à l'intérieur du noyau, une température et une pression élevées aident à briser les atomes d'hydrogène en protons, neutrons et électrons. Le soleil les convertit en atomes d'hélium, malgré leur état flottant.

Une telle réaction est dite exothermique. Au cours de cette réaction, une grande quantité de chaleur est dégagée, égale à 389 x 10 31 J. par seconde.

Zone de rayonnement du Soleil

Cette zone prend naissance à la limite du noyau (20% du rayon solaire) et atteint une longueur allant jusqu'à 70% du rayon solaire. A l'intérieur de cette zone se trouve la matière solaire, qui dans sa composition est assez dense et chaude, donc Radiation thermique le traverse sans perte de chaleur.

À l'intérieur du noyau solaire, une réaction de fusion nucléaire a lieu - la création d'atomes d'hélium à la suite de la fusion de protons. À la suite de cette réaction, une grande quantité de rayonnement gamma se produit. Dans ce processus, des photons d'énergie sont émis, puis absorbés dans la zone de rayonnement et réémis par diverses particules.

La trajectoire d'un photon s'appelle une "marche aléatoire". Au lieu de se déplacer en ligne droite vers la surface du Soleil, le photon se déplace en zigzag. En conséquence, chaque photon a besoin d'environ 200 000 ans pour surmonter la zone de rayonnement du Soleil. En passant d'une particule à une autre, le photon perd de l'énergie. Pour la Terre, c'est bien, car nous ne pouvions recevoir que le rayonnement gamma provenant du Soleil. Un photon tombé dans l'espace a besoin de 8 minutes pour se rendre sur Terre.

Un grand nombre d'étoiles ont des zones de rayonnement et leur taille dépend directement de l'échelle de l'étoile. Plus l'étoile est petite, plus les zones seront petites, dont la plupart seront occupées par la zone convective. Les plus petites étoiles peuvent manquer de zones de rayonnement, et la zone convective atteindra la distance jusqu'au noyau. Pour les étoiles les plus grosses, la situation est inversée, la zone de rayonnement s'étend jusqu'à la surface.

zone convective

La zone convective se situe à l'extérieur de la zone radiative, où la chaleur interne du Soleil circule à travers des colonnes de gaz chauds.

Presque toutes les étoiles ont une telle zone. Chez notre Soleil, elle s'étend de 70% du rayon du Soleil jusqu'à la surface (photosphère). Le gaz dans les profondeurs de l'étoile, au cœur même, s'échauffe et remonte à la surface, comme des bulles de cire dans une lampe. En atteignant la surface de l'étoile, il y a une perte de chaleur ; lorsqu'il est refroidi, le gaz redescend vers le centre, pour le renouvellement de l'énergie thermique. Par exemple, vous pouvez apporter une casserole d'eau bouillante sur un feu.

La surface du Soleil est comme un sol meuble. Ces irrégularités sont les colonnes de gaz chauds qui transportent la chaleur à la surface du Soleil. Leur largeur atteint 1000 km et le temps de dissipation atteint 8 à 20 minutes.

Les astronomes pensent que les étoiles de faible masse, telles que les naines rouges, n'ont qu'une zone convective qui s'étend jusqu'au noyau. Ils n'ont pas de zone de rayonnement, ce qui ne peut pas être dit du Soleil.

Photosphère

La seule couche du Soleil visible depuis la Terre est . Sous cette couche, le Soleil devient opaque et les astronomes utilisent d'autres méthodes pour étudier l'intérieur de notre étoile. Des températures de surface aussi élevées que 6000 Kelvin brillent en jaune-blanc visible depuis la Terre.

L'atmosphère du Soleil est située derrière la photosphère. La partie du Soleil qui est visible lors d'une éclipse solaire est appelée.

La structure du Soleil dans le diagramme

La NASA a spécialement développé à des fins pédagogiques une représentation schématique de la structure et de la composition du Soleil, indiquant la température pour chaque couche :

• (Rayonnement visible, IR et UV) désigne le rayonnement visible, le rayonnement infrarouge et le rayonnement ultraviolet. Le rayonnement visible est la lumière que nous voyons venir du soleil. Le rayonnement infrarouge est la chaleur que nous ressentons. Le rayonnement ultraviolet est le rayonnement qui nous donne un bronzage. Le soleil produit ces rayonnements simultanément.
• (Photosphère 6000 K) - La photosphère est la couche supérieure du Soleil, sa surface. Une température de 6000 Kelvin est égale à 5700 degrés Celsius.
• Émissions radio - En plus du rayonnement visible, du rayonnement infrarouge et du rayonnement ultraviolet, le Soleil émet des émissions radio, que les astronomes ont détectées avec un radiotélescope. Selon le nombre de taches solaires, cette émission augmente et diminue.
• Trou coronal - Ce sont des endroits sur le Soleil où la couronne a une faible densité de plasma, ce qui donne une couronne plus sombre et plus froide.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) - La zone de rayonnement du Soleil a cette température.
• Zone convective / Convection turbulente (par. Zone convective / Convection turbulente) - Ce sont des endroits sur le Soleil où l'énérgie thermique le noyau est transféré par convection. Les colonnes de plasma atteignent la surface, dégagent leur chaleur et redescendent pour se réchauffer.
• Boucles coronales (trans. Boucles coronales) - boucles constituées de plasma dans l'atmosphère du Soleil, se déplaçant le long de lignes magnétiques. Ils ressemblent à d'immenses arches s'étendant de la surface sur des dizaines de milliers de kilomètres.
• Core (per. Core) est le cœur solaire, dans lequel la fusion nucléaire a lieu, en utilisant une température et une pression élevées. Toute l'énergie solaire provient du noyau.
• 14 500 000 K (pour 14 500 000 Kelvin) - La température du noyau solaire.
• Zone radiative (trans. Zone de rayonnement) - La couche du Soleil où l'énergie est transférée par rayonnement. Le photon surmonte la zone de rayonnement au-delà de 200 000 et va dans l'espace extra-atmosphérique.
• Les neutrinos (trans. Neutrino) sont des particules de masse négligeable émanant du Soleil à la suite d'une réaction de fusion nucléaire. Des centaines de milliers de neutrinos traversent le corps humain chaque seconde, mais ils ne nous font aucun mal, nous ne les ressentons pas.
• Chromospheric Flare (trans. Chromospheric Flare) - Le champ magnétique de notre étoile peut se tordre, puis se rompre brusquement sous diverses formes. À la suite de ruptures de champs magnétiques, de puissantes éruptions de rayons X apparaissent, émanant de la surface du Soleil.
• Boucle de champ magnétique - Le champ magnétique du Soleil est au-dessus de la photosphère et est visible lorsque le plasma chaud se déplace le long des lignes magnétiques dans l'atmosphère du Soleil.
• Tache - Une tache solaire (trans. Taches solaires) - Ce sont des endroits à la surface du Soleil où les champs magnétiques traversent la surface du Soleil et la température est plus basse, souvent en boucle.
• Particules énergétiques (trans. Particules énergétiques) - Elles proviennent de la surface du Soleil, en conséquence, le vent solaire est créé. Dans les tempêtes solaires, leur vitesse atteint la vitesse de la lumière.
• Rayons X (trans. Rayons X) - rayons invisibles à l'œil humain, formés lors des éruptions sur le Soleil.
• Points lumineux et régions magnétiques de courte durée (trans. Points lumineux et régions magnétiques de courte durée) - En raison des différences de température, des points lumineux et sombres apparaissent à la surface du Soleil.

Photosphère - C'est la surface visible d'une étoile, crachant la majeure partie du rayonnement optique. L'épaisseur de cette couche est de 100 à 400 km, et la température est de 6600°K (à l'intérieur) à 4400°K (au bord extérieur). Les dimensions du Soleil sont déterminées précisément par la photosphère. Le gaz y est relativement raréfié, et sa vitesse de rotation est différente selon les zones. Dans la région équatoriale, une révolution se produit en 24 jours, et dans la région des pôles en 30 jours.

Cette coquille entoure la photosphère et son épaisseur est d'environ 2000 km. La limite supérieure de la chromosphère est caractérisée par des éjectas chauds constants - spicules. Cette partie du Soleil ne peut être vue que lors d'une éclipse solaire totale. Ensuite, il apparaît dans des tons rouges.

C'est la dernière coquille. Elle se caractérise par la présence de protubérances et d'éruptions d'énergie. Ils éclaboussent des centaines de milliers de kilomètres, générant un vent solaire.

La température de la couronne est bien supérieure à celle de la surface du Soleil - 1 000 000 °K - 2 000 000 °K, et à certains endroits de 8 000 000 °K à 29 000 000 °K. Mais vous ne pouvez voir la couronne que lors d'une éclipse solaire. La couronne change de forme. Les changements dépendent du cycle. Aux sommets du maximum, sa forme est arrondie et aux valeurs minimales, elle est allongée le long de l'équateur.

vent ensoleillé

Le vent solaire est un flux de particules ionisées éjectées du Soleil dans toutes les directions à une vitesse d'environ 400 km par seconde. La source du vent solaire est la couronne solaire. La température de la couronne solaire est si élevée que la force gravitationnelle n'est pas en mesure de maintenir sa matière près de la surface, et une partie de cette matière vole continuellement dans l'espace interplanétaire.

Bien que nous comprenions les raisons générales pour lesquelles le vent solaire se produit, de nombreux détails de ce processus ne sont toujours pas clairs. En particulier, à l'heure actuelle, on ne sait pas complètement où exactement le gaz coronal est accéléré à des vitesses aussi élevées.

§ 43. soleil

Le soleil est une étoile dont la réaction de fusion nucléaire nous fournit l'énergie dont nous avons besoin pour vivre.

Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre. Il donne de la lumière et de la chaleur, sans lesquelles la vie sur Terre serait impossible. Une partie de l'énergie solaire tombant sur la Terre est absorbée et dissipée par l'atmosphère. Si ce n'était pas le cas, la puissance de rayonnement reçue par chaque mètre carré de la surface de la Terre à partir des rayons du soleil tombant verticalement serait d'environ 1,4 kW / m 2. Cette valeur est appelée constante solaire. Connaissant la distance moyenne de la Terre au Soleil et la constante solaire, vous pouvez trouver la puissance de rayonnement totale du Soleil, appelée son luminosité et égal à environ 4. 10 26 mar.

Le Soleil est une énorme boule chaude, constituée principalement d'hydrogène (70 % de la masse du Soleil) et d'hélium (28 %), tournant autour de son axe (tour pendant 25 à 30 jours terrestres). Le diamètre du Soleil est 109 fois celui de la Terre. La surface apparente du soleil photosphère- la couche la plus basse et la plus dense de l'atmosphère du Soleil, à partir de laquelle bó la majeure partie de l'énergie qu'il émet. L'épaisseur de la photosphère est d'environ 300 km et la température moyenne est de 6000 K. Des taches sombres sont souvent visibles sur le Soleil ( taches solaires), existant depuis plusieurs jours, et parfois des mois (Fig. 43 UN). La couche de l'atmosphère solaire d'une épaisseur de 12 à 15 000 km, située au-dessus de la photosphère, s'appelle chromosphère. couronne solaire La couche externe de l'atmosphère du Soleil, s'étendant sur des distances de plusieurs de ses diamètres. La luminosité de la chromosphère et de la couronne solaire est très faible et ne peut être vue que lors d'une éclipse solaire totale (Fig. 43 b).

À mesure que nous approchons du centre du Soleil, la température et la pression augmentent et près d'elle sont d'environ 15× 10 6 K et 2.3 10 16 Papa, respectivement. A une température aussi élevée, la matière solaire devient plasma- un gaz constitué de noyaux atomiques et d'électrons. La température et la pression élevées dans noyau du soleil avec un rayon d'environ 1/3 du rayon du Soleil (Fig. 43 V) créent des conditions pour des réactions entre les noyaux, à la suite desquelles des noyaux se forment et une énorme énergie est libérée.

Les réactions nucléaires dans lesquelles des noyaux plus légers sont convertis en noyaux plus lourds sont appelées thermonucléaire(de lat. therme - chaleur), car ils ne peuvent aller qu'à des températures très élevées. Le rendement énergétique d'une réaction thermonucléaire peut être plusieurs fois supérieur à celui de la fission d'une même masse d'uranium. La source d'énergie du Soleil provient des réactions thermonucléaires se produisant dans son noyau. Haute pression Les couches externes du Soleil créent non seulement les conditions nécessaires à la survenue d'une réaction thermonucléaire, mais empêchent également son noyau d'exploser.

L'énergie d'une réaction thermonucléaire est libérée sous forme de rayonnement gamma qui, en quittant le noyau du Soleil, pénètre dans une couche sphérique appelée zone rayonnante, avec une épaisseur d'environ 1/3 du rayon du Soleil (Fig. 43 V). La substance située dans la zone radiante absorbe le rayonnement gamma provenant du noyau et émet le sien, mais à une fréquence plus faible. Par conséquent, à mesure que les quanta de rayonnement se déplacent de l'intérieur vers l'extérieur, leur énergie et leur fréquence diminuent, et le rayonnement gamma est progressivement converti en ultraviolet, visible et infrarouge.

L'enveloppe extérieure du soleil s'appelle zone convective, dans lequel se produit le mélange de la substance ( convection), et le transfert d'énergie est effectué par le mouvement de la substance elle-même (Fig. 43 V). Une diminution de la convection entraîne une diminution de la température de 1 à 2 000 degrés et l'apparition d'une tache solaire. Dans le même temps, la convection s'intensifie près de la tache solaire, et de la matière plus chaude est amenée à la surface du Soleil, et dans la chromosphère, proéminences– émissions de matière à des distances allant jusqu'à ½ du rayon du Soleil. Le spotting est souvent accompagné éruptions solaires- la lueur brillante de la chromosphère, les rayons X et le flux de particules chargées rapides. Il a été établi que tous ces phénomènes, appelés activité solaire, se produisent le plus souvent, plus il y a de taches solaires. Le nombre de taches solaires sur le Soleil varie en moyenne sur une période de 11 ans.

Questions de révision :

· Quoi égale à la constante solaire, et qu'appelle-t-on la luminosité du Soleil ?

· Quelle est la structure interne du Soleil ?

· Pourquoi la réaction thermonucléaire n'a-t-elle lieu qu'au cœur du Soleil ?

· Lister les phénomènes d'activité solaire ?

Riz. 43. ( UN) sont des taches solaires ; ( b) est la couronne solaire lors d'une éclipse solaire ; ( V) est la structure du Soleil ( 1 - cœur, 2 - zone radiante, 3 est la zone convective).

La structure interne du Soleil

© Vladimir Kalanov
La connaissance est le pouvoir

Qu'est-ce qui est visible sur le Soleil ?

Tout le monde sait avec certitude qu'il est impossible de regarder le Soleil à l'œil nu, et encore plus à travers un télescope sans filtres spéciaux très sombres ou autres dispositifs qui affaiblissent la lumière. En cas de non-respect de cette interdiction, l'observateur s'expose à de graves brûlures oculaires. La façon la plus simple de voir le Soleil est de projeter son image sur un écran blanc. Même avec l'aide d'un petit télescope amateur, vous pouvez obtenir une image agrandie du disque solaire. Que voit-on sur cette image ? Tout d'abord, la netteté du bord solaire attire l'attention. Le soleil est une boule de gaz qui n'a pas de frontière claire, sa densité diminue progressivement. Pourquoi, alors, le voyons-nous nettement défini? Le fait est que presque tout le rayonnement visible du Soleil provient d'une couche très mince, qui porte un nom spécial - la photosphère. (Grec "sphère de lumière"). L'épaisseur de la photosphère ne dépasse pas 300 km. C'est cette fine couche lumineuse qui donne à l'observateur l'illusion que le Soleil a une "surface".

La structure interne du Soleil

Photosphère

L'atmosphère du Soleil commence à 200-300 km plus profondément que le bord visible du disque solaire. Ces couches les plus profondes de l'atmosphère s'appellent la photosphère. Comme leur épaisseur ne dépasse pas un trois millième du rayon solaire, la photosphère est parfois conditionnellement appelée la surface du Soleil. La densité des gaz dans la photosphère est approximativement la même que dans la stratosphère terrestre et des centaines de fois inférieure à celle de la surface terrestre. La température de la photosphère décroît de 8000 K à 300 km de profondeur à 4000 K dans les couches supérieures. La température de cette couche intermédiaire, dont nous percevons le rayonnement, environ 6000K. Dans de telles conditions, presque toutes les molécules de gaz se décomposent en atomes individuels. Ce n'est que dans les couches supérieures de la photosphère que relativement peu de molécules simples et de radicaux du type H, OH, CH sont conservés. Un rôle particulier dans l'atmosphère solaire est joué par introuvable dans la nature terrestre ion hydrogène négatif, qui est un proton avec deux électrons. Ce composé inhabituel se produit dans la fine couche externe "la plus froide" de la photosphère lorsque des électrons libres chargés négativement "collent" aux atomes d'hydrogène neutres, qui sont fournis par des atomes facilement ionisables de calcium, sodium, magnésium, fer et autres métaux. Lorsqu'ils sont produits, les ions hydrogène négatifs émettent la majeure partie de la lumière visible. Les ions absorbent avidement la même lumière, c'est pourquoi l'opacité de l'atmosphère croît rapidement avec la profondeur. Par conséquent, le bord visible du Soleil nous semble très net.

Dans un télescope à fort grossissement, vous pouvez observer les détails fins de la photosphère : tout semble être parsemé de petits grains brillants - des granules, séparés par un réseau de chemins étroits et sombres. La granulation est le résultat du mélange de flux gazeux plus chauds qui montent et de flux plus froids qui descendent. La différence de température entre eux dans les couches externes est relativement faible (200-300 K), mais plus profonde, dans la zone convective, elle est plus grande et le mélange est beaucoup plus intense. La convection dans les couches externes du Soleil joue un rôle énorme dans la détermination de la structure globale de l'atmosphère. En définitive, c'est la convection, résultant d'une interaction complexe avec les champs magnétiques solaires, qui est à l'origine de toutes les diverses manifestations de l'activité solaire. Les champs magnétiques sont impliqués dans tous les processus sur le Soleil. De temps en temps, des champs magnétiques concentrés apparaissent dans une petite région de l'atmosphère solaire, plusieurs milliers de fois plus forts que sur Terre. Le plasma ionisé est un bon conducteur, il ne peut pas traverser les lignes d'induction magnétique d'un fort champ magnétique. Par conséquent, dans de tels endroits, le mélange et la montée des gaz chauds par le bas sont inhibés et une zone sombre apparaît - une tache solaire. Sur fond de photosphère éblouissante, elle semble complètement noire, alors qu'en réalité sa luminosité n'est que dix fois plus faible. Au fil du temps, la taille et la forme des taches changent considérablement. Ayant surgi sous la forme d'un point à peine perceptible - un pore, la tache augmente progressivement sa taille à plusieurs dizaines de milliers de kilomètres. Les grandes taches, en règle générale, consistent en une partie sombre (noyau) et une partie moins sombre - la pénombre, dont la structure donne à la tache l'apparence d'un vortex. Les taches sont entourées de zones plus lumineuses de la photosphère, appelées facules ou champs de torche. La photosphère passe progressivement dans des couches externes plus raréfiées de l'atmosphère solaire - la chromosphère et la couronne.

Chromosphère

Au-dessus de la photosphère se trouve la chromosphère, une couche inhomogène dont la température varie de 6 000 à 20 000 K. La chromosphère (grec pour "sphère de couleur") est ainsi nommée pour sa couleur rouge-violet. Il est visible pendant les éclipses solaires totales sous la forme d'un anneau brillant déchiqueté autour du disque noir de la Lune, qui vient d'éclipser le Soleil. La chromosphère est très hétérogène et se compose principalement de langues allongées allongées (spicules), lui donnant l'apparence d'herbe brûlante. La température de ces jets chromosphériques est deux à trois fois plus élevée que dans la photosphère, et la densité est des centaines de milliers de fois plus faible. La longueur totale de la chromosphère est de 10 à 15 000 kilomètres. L'augmentation de température dans la chromosphère s'explique par la propagation d'ondes et de champs magnétiques y pénétrant depuis la zone convective. La substance se réchauffe à peu près de la même manière que si elle se trouvait dans un four à micro-ondes géant. Les vitesses des mouvements thermiques des particules augmentent, les collisions entre elles deviennent plus fréquentes et les atomes perdent leurs électrons externes : la matière devient un plasma ionisé chaud. Ces mêmes processus physiques soutiennent et exceptionnellement haute température les couches les plus externes de l'atmosphère solaire, situées au-dessus de la chromosphère.

Souvent pendant les éclipses (et avec l'aide d'instruments spectraux spéciaux - même sans attendre les éclipses) à la surface du Soleil, on peut observer des "fontaines", des "nuages", des "entonnoirs", des "buissons", des "arches" aux formes bizarres et d'autres formations brillamment lumineuses des substances chromosphériques. Ils sont stationnaires ou changent lentement, entourés de jets courbes lisses qui entrent ou sortent de la chromosphère, s'élevant sur des dizaines et des centaines de milliers de kilomètres. Ce sont les formations les plus grandioses de l'atmosphère solaire -. Lorsqu'ils sont observés dans la raie spectrale rouge émise par les atomes d'hydrogène, ils apparaissent sur le fond du disque solaire sous forme de filaments sombres, longs et courbes. Les proéminences ont approximativement la même densité et la même température que la chromosphère. Mais ils sont au-dessus et sont entourés de couches supérieures plus élevées et très raréfiées de l'atmosphère solaire. Les proéminences ne tombent pas dans la chromosphère car leur substance est supportée par les champs magnétiques des régions actives du Soleil. Pour la première fois, le spectre d'une proéminence en dehors d'une éclipse a été observé par l'astronome français Pierre Jansen et son collègue anglais Joseph Lockyer en 1868. La fente du spectroscope est positionnée de sorte qu'elle traverse le bord du Soleil, et s'il y a une proéminence près de lui, alors vous pouvez remarquer le spectre de son rayonnement. En pointant la fente sur différentes parties de la proéminence ou de la chromosphère, on peut les étudier par parties. Le spectre des proéminences, comme celui de la chromosphère, est constitué de raies brillantes, principalement d'hydrogène, d'hélium et de calcium. Les raies d'émission d'autres éléments chimiques sont également présentes, mais elles sont beaucoup plus faibles. Certaines proéminences, ayant passé longtemps sans changements notables, explosent soudainement, pour ainsi dire, et leur substance est éjectée dans l'espace interplanétaire à une vitesse de centaines de kilomètres par seconde. L'apparence de la chromosphère change également fréquemment, ce qui indique le mouvement continu de ses gaz constitutifs. Parfois, quelque chose de similaire à des explosions se produit dans de très petites régions de l'atmosphère du Soleil. Ce sont les éruptions dites chromosphériques. Ils durent généralement plusieurs dizaines de minutes. Pendant les éruptions dans les raies spectrales de l'hydrogène, de l'hélium, du calcium ionisé et de certains autres éléments, la luminosité d'une section individuelle de la chromosphère augmente soudainement de dix fois. Le rayonnement ultraviolet et X augmente particulièrement fortement : parfois sa puissance est plusieurs fois supérieure à la puissance totale du rayonnement solaire dans cette région de courte longueur d'onde du spectre avant l'éruption. Taches, torches, proéminences, éruptions chromosphériques sont autant de manifestations de l'activité solaire. Avec une augmentation de l'activité, le nombre de ces formations sur le Soleil devient plus important.

Atmosphère du soleil

Nom du calque	Hauteur de la limite supérieure de la couche, km	Densité, kg / m 3	Température, K
Photosphère
Chromosphère
	Plusieurs dizaines de rayons solaires

Les taches solaires (formations sombres sur le disque solaire, du fait que leur température est inférieure d'environ 1500 K à la température de la photosphère) consistent en un ovale sombre - l'ombre d'une tache, entourée d'une pénombre fibreuse plus claire. Les plus petites taches solaires (pores) ont des diamètres d'environ 1000 km, et les diamètres des plus grandes taches solaires observées ont dépassé 100 000 km. Les petites taches existent souvent pendant moins de 2 jours, développées 10-20 jours, les plus grandes peuvent être observées jusqu'à 100 jours.

Les spicules chromosphériques (colonnes de gaz isolées) ont un diamètre d'environ 1 000 km, une hauteur pouvant atteindre environ 8 000 km, une vitesse de montée et de descente d'environ 20 km/s, une température d'environ 15 000 K et une durée de vie de plusieurs minutes.

Les proéminences (nuages ​​denses relativement froids dans la couronne) s'étendent en longueur jusqu'à 1/3 du rayon du Soleil. Les plus courantes sont les proéminences "calmes" avec une durée de vie allant jusqu'à 1 an, une longueur d'environ 200 000 km, une épaisseur d'environ 10 000 km et une hauteur d'environ 30 000 km. Avec des vitesses de 100 à 1000 km/s, les proéminences éruptives rapides sont généralement éjectées vers le haut après les éruptions.

Lors d'une éclipse solaire totale, la luminosité du ciel autour du Soleil est de 1,6 10 -9 de la luminosité moyenne du Soleil.

La luminosité de la Lune lors d'une éclipse solaire totale dans la lumière réfléchie par la Terre est de 1,1 10 -10 de la luminosité moyenne du Soleil.

Photosphère

La photosphère (la couche qui émet de la lumière) forme la surface visible du Soleil. Son épaisseur correspond à une épaisseur optique d'environ 2/3 unités. Dans l'absolu, la photosphère atteint une épaisseur, selon diverses estimations, de 100 à 400 km. L'essentiel du rayonnement optique (visible) du Soleil provient de la photosphère, tandis que le rayonnement des couches plus profondes ne nous parvient plus. La température diminue de 6600 K à 4400 K à l'approche du bord extérieur de la photosphère. La température effective de la photosphère dans son ensemble est de 5778 K. Elle peut être calculée selon la loi de Stefan-Boltzmann, selon laquelle la puissance de rayonnement d'un corps absolument noir est directement proportionnel à la quatrième puissance de la température corporelle. L'hydrogène dans de telles conditions reste presque complètement à l'état neutre. La photosphère forme la surface visible du Soleil, qui détermine la taille du Soleil, la distance du Soleil, etc. Le gaz dans la photosphère étant relativement raréfié, sa vitesse de rotation est bien inférieure à la vitesse de rotation solides. Dans le même temps, le gaz dans les régions équatoriales et polaires se déplace de manière inégale - à l'équateur, il fait une révolution en 24 jours, aux pôles - en 30 jours.

Chromosphère

La chromosphère est la coquille externe du Soleil d'une épaisseur d'environ 2000 km, entourant la photosphère. L'origine du nom de cette partie de l'atmosphère solaire est associée à sa couleur rougeâtre, causée par le fait que la raie rouge d'émission d'hydrogène H-alpha de la série Balmer domine dans le spectre visible de la chromosphère. La limite supérieure de la chromosphère n'a pas de surface lisse prononcée; des éjections chaudes, appelées spicules, se produisent constamment à partir de celle-ci. Le nombre de spicules observés simultanément est en moyenne de 60 à 70 000. Pour cette raison, dans fin XIX siècle, l'astronome italien Secchi, observant la chromosphère à travers un télescope, la compara à des prairies brûlantes. La température de la chromosphère augmente avec l'altitude de 4 000 à 20 000 K (la plage de température au-dessus de 10 000 K est relativement petite).

La densité de la chromosphère est faible, la luminosité est donc insuffisante pour une observation dans des conditions normales. Mais lors d'une éclipse solaire totale, lorsque la Lune recouvre la photosphère brillante, la chromosphère située au-dessus devient visible et devient rouge. Il peut également être observé à tout moment à l'aide de filtres optiques spéciaux à bande étroite. En plus de la raie H-alpha déjà mentionnée avec une longueur d'onde de 656,3 nm, le filtre peut également être accordé aux raies Ca II K (393,4 nm) et Ca II H (396,8 nm). Les principales structures chromosphériques visibles dans ces lignées sont :

· une grille chromosphérique couvrant toute la surface du Soleil et constituée de raies entourant des cellules de supergranulation jusqu'à 30 000 km de diamètre ;

flocules - formations légères ressemblant à des nuages, le plus souvent confinées aux zones à forts champs magnétiques - zones actives, entourant souvent les taches solaires ;

fibres et fibres (fibrilles) - des lignes sombres de différentes largeurs et longueurs, comme des flocons, se trouvent souvent dans les zones actives.

Couronne

La couronne est la dernière enveloppe extérieure du Soleil. La couronne est principalement composée de proéminences et d'éruptions énergétiques, en éruption et en éruption à plusieurs centaines de milliers et même à plus d'un million de kilomètres dans l'espace, formant le vent solaire. La température coronale moyenne est de 1 à 2 millions de K, et le maximum, dans certaines régions, est de 8 à 20 millions de K. Malgré une température aussi élevée, elle n'est visible à l'œil nu que lors d'une éclipse solaire totale, car la la densité de matière dans la couronne est faible, et donc sa luminosité est également faible. L'échauffement inhabituellement intense de cette couche est apparemment causé par l'effet de la reconnexion magnétique et l'action des ondes de choc (voir Problème d'échauffement coronal). La forme de la couronne change en fonction de la phase du cycle d'activité solaire : pendant les périodes d'activité maximale, elle a une forme arrondie, et au minimum, elle est allongée le long de l'équateur solaire. La température de la couronne étant très élevée, elle rayonne intensément dans les domaines de l'ultraviolet et des rayons X. Ces rayonnements ne traversent pas l'atmosphère terrestre, mais récemment, il est devenu possible de les étudier à l'aide d'engins spatiaux. Le rayonnement dans différentes régions de la couronne se produit de manière inégale. Il existe des régions chaudes actives et calmes, ainsi que des trous coronaux avec une température relativement basse de 600 000 K, d'où émergent des lignes de champ magnétique dans l'espace. Cette configuration magnétique ("ouverte") permet aux particules de quitter le Soleil sans entrave, de sorte que le vent solaire est émis principalement par les trous coronaux.

Le spectre visible de la couronne solaire se compose de trois composants différents, appelés les composants L, K et F (ou, respectivement, le L-corona, K-corona et F-corona ; un autre nom pour le composant L est le E- couronne. La composante K est le spectre continu de la couronne. Sur son arrière-plan, la composante L d'émission est visible jusqu'à une hauteur de 9-10 "du bord visible du Soleil. À partir d'une hauteur d'environ 3" ( le diamètre angulaire du Soleil est d'environ 30 ") et plus, un spectre de Fraunhofer est visible, le même que le spectre de la photosphère. Il constitue la composante F de la couronne solaire. A une hauteur de 20', la composante F domine le spectre de la couronne.Une hauteur de 9-10' est prise comme limite séparant la couronne intérieure de la couronne extérieure.Le rayonnement du Soleil avec une longueur d'onde inférieure à 20 nm provient entièrement de la couronne.Cela signifie que, pour exemple, dans les images courantes du Soleil aux longueurs d'onde de 17,1 nm (171 Å), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å), seule la couronne solaire avec ses éléments est visible, et la chromosphère et la photosphère ne le sont pas visible.Deux trous coronaux, qui existent presque toujours près des pôles nord et sud du Soleil, ainsi que d'autres qui apparaissent temporairement sur sa surface visible, n'émettent pratiquement pas de rayons X.

vent ensoleillé

De la partie extérieure de la couronne solaire, le vent solaire s'écoule - un flux de particules ionisées (principalement des protons, des électrons et des particules α), se propageant avec une diminution progressive de sa densité, jusqu'aux limites de l'héliosphère. Le vent solaire est divisé en deux composantes : le vent solaire lent et le vent solaire rapide. Le vent solaire lent a une vitesse d'environ 400 km/s et une température de 1,4–1,6·10 6 K et correspond étroitement à la couronne en composition. Le vent solaire rapide a une vitesse d'environ 750 km/s, une température de 8·10 5 K et est de composition similaire à la substance de la photosphère. Le vent solaire lent est deux fois plus dense et moins constant que le rapide. Le vent solaire lent a une structure plus complexe avec des régions de turbulence.

En moyenne, le Soleil rayonne avec le vent environ 1,3·10 36 particules par seconde. Par conséquent, la perte totale de masse par le Soleil (pour ce type de rayonnement) est de 2-3·10 −14 masses solaires par an. La perte en 150 millions d'années équivaut à la masse de la terre. De nombreux phénomènes naturels sur Terre sont associés à des perturbations du vent solaire, notamment les tempêtes géomagnétiques et les aurores boréales.

Les premières mesures directes des caractéristiques du vent solaire ont été réalisées en janvier 1959 par la station soviétique Luna-1. Les observations ont été effectuées à l'aide d'un compteur à scintillation et d'un détecteur à ionisation de gaz. Trois ans plus tard, les mêmes mesures sont réalisées par des scientifiques américains à l'aide de la station Mariner-2. À la fin des années 1990, en utilisant le spectromètre coronal ultraviolet (Eng.Ultra-violet Coronaire Spectromètre ( UVCS) ) à bord du satellite SOHO, des observations ont été faites sur les régions d'apparition de vents solaires rapides aux pôles solaires.