>Od čega je napravljeno Sunce?

Saznati, od čega je sunce: opis građe i sastava zvijezde, popis kemijskih elemenata, broj i karakteristike slojeva s fotografijama, dijagram.

Sa Zemlje se Sunce čini kao glatka vatrena lopta, a prije nego što je letjelica Galileo otkrila sunčeve pjege, mnogi su astronomi vjerovali da je ono savršeno oblikovano bez nedostataka. Sada to znamo Sunce se sastoji iz nekoliko slojeva, poput Zemlje, od kojih svaki obavlja svoju funkciju. Ova masivna Sunčeva struktura nalik peći opskrbljuje svu energiju na Zemlji potrebnu za zemaljski život.

Od kojih se elemenata sastoji Sunce?

Kad biste mogli rastaviti zvijezdu i usporediti njezine sastavne elemente, shvatili biste da je sastav 74% vodika i 24% helija. Također, Sunce se sastoji od 1% kisika, a preostalih 1% je takav kemijski elementi periodni sustav, kao što su krom, kalcij, neon, ugljik, magnezij, sumpor, silicij, nikal, željezo. Astronomi vjeruju da je element teži od helija metal.

Kako su nastali svi ti elementi Sunca? Veliki prasak proizveo je vodik i helij. Na početku nastanka Svemira od elementarnih čestica nastao je prvi element, vodik. Zbog visoke temperature i tlaka uvjeti u svemiru bili su slični onima u jezgri zvijezde. Kasnije je vodik spojen u helij dok je svemir imao visoku temperaturu potrebnu za odvijanje reakcije fuzije. Postojeći udjeli vodika i helija koji se sada nalaze u svemiru razvili su se nakon Velikog praska i nisu se promijenili.

Preostali elementi Sunca stvaraju se u drugim zvijezdama. U jezgrama zvijezda neprestano se odvija proces sinteze vodika u helij. Nakon što proizvedu sav kisik u jezgri, prelaze na nuklearnu fuziju težih elemenata kao što su litij, kisik, helij. Mnogi od teških metala pronađenih na Suncu nastali su u drugim zvijezdama na kraju njihovog života.

Najteži elementi, zlato i uran, nastali su kada su zvijezde mnogo puta veće od našeg Sunca eksplodirale. U djeliću sekunde formiranja crne rupe, elementi su se sudarili velikom brzinom i nastali su najteži elementi. Eksplozija je raspršila te elemente po svemiru, gdje su pomogli u formiranju novih zvijezda.

Naše Sunce sakupilo je elemente nastale Velikim praskom, elemente od umirućih zvijezda i čestice nastale kao rezultat detonacija novih zvijezda.

Od kojih se slojeva sastoji Sunce?

Sunce je na prvi pogled samo lopta sastavljena od helija i vodika, no dubljim proučavanjem jasno je da se sastoji od različitih slojeva. Pri kretanju prema jezgri temperatura i tlak se povećavaju zbog čega se stvaraju slojevi, budući da u različitim uvjetima vodik i helij imaju različite karakteristike.

solarna jezgra

Počnimo naše kretanje kroz slojeve od jezgre do vanjskog sloja Sunčevog sastava. U unutarnjem sloju Sunca – jezgri, temperatura i tlak su vrlo visoki, što pogoduje nuklearnoj fuziji. Sunce stvara atome helija iz vodika, kao rezultat te reakcije nastaje svjetlost i toplina koji dopiru. Opće je prihvaćeno da je temperatura na Suncu oko 13.600.000 stupnjeva Kelvina, a gustoća jezgre 150 puta veća od gustoće vode.

Znanstvenici i astronomi vjeruju da Sunčeva jezgra doseže oko 20% duljine Sunčevog radijusa. A unutar jezgre, visoka temperatura i tlak uzrokuju da se atomi vodika raspadnu na protone, neutrone i elektrone. Sunce ih pretvara u atome helija, unatoč njihovom slobodnom lebdenju.

Ova reakcija se naziva egzotermna. Kada se ova reakcija dogodi, oslobađa se velika količina topline, jednaka 389 x 10 31 J. po sekundi.

Zona zračenja Sunca

Ova zona počinje na granici jezgre (20% Sunčevog radijusa), a doseže duljinu do 70% Sunčevog radijusa. Unutar ove zone nalazi se solarna tvar, koja je po svom sastavu dosta gusta i vruća, pa toplinsko zračenje prolazi kroz njega bez gubitka topline.

Reakcija nuklearne fuzije događa se unutar solarne jezgre - stvaranje atoma helija kao rezultat fuzije protona. Ova reakcija proizvodi veliku količinu gama zračenja. U tom procesu, fotoni energije se emitiraju, zatim apsorbiraju u zoni zračenja i ponovno emitiraju razne čestice.

Putanja fotona obično se naziva "slučajni hod". Umjesto da se kreće pravocrtno prema površini Sunca, foton se kreće cik-cak. Kao rezultat, svakom fotonu treba otprilike 200 000 godina da prevlada zonu zračenja Sunca. Pri prelasku s jedne čestice na drugu česticu foton gubi energiju. To je dobro za Zemlju, jer smo mogli primati samo gama zračenje koje dolazi sa Sunca. Fotonu koji ulazi u svemir potrebno je 8 minuta da doputuje do Zemlje.

Velik broj zvijezda ima zone zračenja, a njihove veličine izravno ovise o mjerilu zvijezde. Što je zvijezda manja, to će zone biti manje, od kojih će većinu zauzimati konvektivna zona. Najmanjim zvijezdama možda nedostaju zone zračenja, a konvektivna zona će dosegnuti udaljenost do jezgre. Za najveće zvijezde situacija je suprotna, zona zračenja proteže se do površine.

Konvektivna zona

Konvektivna zona je izvan zone zračenja, gdje unutarnja sunčeva toplina teče kroz stupove vrućeg plina.

Gotovo sve zvijezde imaju takvu zonu. Za naše Sunce, ono se proteže od 70% polumjera Sunca do površine (fotosfere). Plin u dubini zvijezde, blizu same jezgre, zagrijava se i diže na površinu, poput mjehurića voska u svjetiljci. Nakon što dosegne površinu zvijezde, dolazi do gubitka topline; kako se hladi, plin tone natrag prema središtu, vraćajući toplinsku energiju. Kao primjer, možete zapaliti posudu s kipućom vodom.

Površina Sunca je poput rahle zemlje. Ove nepravilnosti su stupovi vrućeg plina koji prenose toplinu na površinu Sunca. Njihova širina doseže 1000 km, a vrijeme raspršivanja doseže 8-20 minuta.

Astronomi vjeruju da zvijezde male mase, poput crvenih patuljaka, imaju samo konvektivnu zonu koja se proteže do jezgre. Nemaju zonu zračenja, što se ne može reći za Sunce.

Fotosfera

Jedini sloj Sunca vidljiv sa Zemlje je . Ispod ovog sloja Sunce postaje neprozirno, a astronomi koriste druge metode za proučavanje unutrašnjosti naše zvijezde. Površinske temperature dosežu 6000 Kelvina i svijetle žuto-bijelo, vidljivo sa Zemlje.

Atmosfera Sunca nalazi se iza fotosfere. Dio Sunca koji je vidljiv za vrijeme pomrčine Sunca naziva se.

Struktura Sunca u dijagramu

NASA je posebno za obrazovne potrebe razvila shematski prikaz strukture i sastava Sunca, s naznakom temperature za svaki sloj:

• (Vidljivo, IR i UV zračenje) – to su vidljivo zračenje, infracrveno zračenje i ultraljubičasto zračenje. Vidljivo zračenje je svjetlost koju vidimo da dolazi od Sunca. Infracrveno zračenje je toplina koju osjećamo. Ultraljubičasto zračenje je zračenje koje nam daje preplanulost. Sunce proizvodi ta zračenja istovremeno.
• (Fotosfera 6000 K) – Fotosfera je gornji sloj Sunca, njegova površina. Temperatura od 6000 Kelvina jednaka je 5700 stupnjeva Celzija.
• Radio emisije - Osim vidljivog zračenja, infracrvenog zračenja i ultraljubičastog zračenja, Sunce emitira radio emisije, koje su astronomi otkrili pomoću radioteleskopa. Ovisno o broju Sunčevih pjega, ta se emisija povećava i smanjuje.
• Koronalna rupa - To su mjesta na Suncu gdje korona ima nisku gustoću plazme, zbog čega je tamnija i hladnija.
• 2100000 K (2100000 Kelvina) – Zona zračenja Sunca ima ovu temperaturu.
• Konvektivna zona/Turbulentna konvekcija (traka Konvektivna zona/Turbulentna konvekcija) – To su mjesta na Suncu gdje Termalna energija jezgre se prenose konvekcijom. Stupci plazme stižu do površine, odustaju od svoje topline i opet jure prema dolje kako bi se ponovno zagrijali.
• Koronalne petlje (trans. Coronal loops) su petlje koje se sastoje od plazme u sunčevoj atmosferi, krećući se duž magnetskih linija. Izgledaju poput ogromnih lukova koji se protežu od površine desecima tisuća kilometara.
• Jezgra (trans. Core) je solarno srce u kojem se nuklearna fuzija odvija pomoću visoke temperature i tlaka. Sva sunčeva energija dolazi iz jezgre.
• 14 500 000 K (per. 14 500 000 Kelvina) – Temperatura solarne jezgre.
• Radijativna zona (trans. Radiation zone) - Sloj Sunca gdje se energija prenosi zračenjem. Foton prevladava zonu zračenja iznad 200 000 i odlazi u svemir.
• Neutrini (trans. Neutrino) su zanemarivo male čestice koje izlaze iz Sunca kao rezultat reakcije nuklearne fuzije. Svake sekunde kroz ljudsko tijelo prođu stotine tisuća neutrina, ali oni nam ne uzrokuju nikakvu štetu, ne osjećamo ih.
• Kromosferska baklja (u prijevodu Kromosferska baklja) – magnetsko polje naše zvijezde može se izokrenuti i potom naglo razbiti u različite oblike. Kao rezultat prekida u magnetskim poljima, s površine Sunca pojavljuju se snažne rendgenske baklje.
• Petlja magnetskog polja - Sunčevo magnetsko polje je iznad fotosfere i vidljivo je dok se vruća plazma kreće duž magnetskih linija u Sunčevoj atmosferi.
• Pjega – Sunčeva pjega (prev. Sunčeve pjege) – To su mjesta na površini Sunca gdje magnetska polja prolaze kroz površinu Sunca, a temperatura je niža, često u obliku petlje.
• Energetske čestice (prev. Energetic particles) - Dolaze s površine Sunca, što rezultira stvaranjem sunčevog vjetra. U solarnim olujama njihova brzina doseže brzinu svjetlosti.
• X-zrake (u prijevodu X-zrake) su ljudskom oku nevidljive zrake koje nastaju tijekom Sunčevih baklji.
• Svijetle pjege i kratkotrajna magnetska područja (prev. Bright spots and short-lived magnetic regions) - Zbog temperaturnih razlika na površini Sunca se pojavljuju svijetle i mutne pjege.

Fotosfera - Ovo je vidljiva površina zvijezde koja emitira većinu optičkog zračenja. Debljina ovog sloja je od 100 do 400 km, a temperatura od 6600° K (unutra) do 4400° K (na vanjskom rubu). Veličinu Sunca određuje upravo fotosfera. Plin je ovdje relativno razrijeđen, a brzina mu se vrti ovisno o području. U ekvatorijalnom području jedna revolucija se dogodi za 24 dana, a u području polova za 30 dana.

Ova ljuska okružuje fotosferu i debela je oko 2000 km. Gornju granicu kromosfere karakteriziraju stalne vruće emisije – spikule. Ovaj dio Sunca može se vidjeti samo tijekom potpune pomrčine Sunca. Zatim se pojavljuje u crvenim tonovima.

Ovo je zadnja školjka. Karakterizira ga prisutnost izbočina i erupcija energije. Oni prskaju preko stotina tisuća kilometara, stvarajući solarni vjetar.

Temperatura korone znatno je viša od površine Sunca - 1 000 000° K - 2 000 000° K, a ponegdje i od 8 000 000° K do 29 000 000° K. Ali kruna se može vidjeti samo za vrijeme pomrčine Sunca. Kruna mijenja svoj oblik. Promjene ovise o ciklusu. Na maksimalnim vrhovima oblik mu je okrugao, a na minimalnim vrijednostima izdužen je duž ekvatora.

sunčan vjetar

Sunčev vjetar je tok ioniziranih čestica izbačenih sa Sunca u svim smjerovima brzinom od oko 400 km u sekundi. Izvor Sunčevog vjetra je Sunčeva korona. Temperatura Sunčeve korone je toliko visoka da sila gravitacije nije u stanju zadržati njezinu tvar blizu površine, te dio te tvari neprestano leti u međuplanetarni prostor.

Iako razumijemo opće razloge zašto dolazi do solarnog vjetra, mnogi detalji procesa još uvijek nisu jasni. Konkretno, trenutno nije potpuno poznato gdje se točno koronalni plin ubrzava do tako velikih brzina.

§ 43. sunce

Sunce je zvijezda čija nam termonuklearna reakcija u jezgri osigurava energiju potrebnu za život.

Sunce je najbliža zvijezda Zemlji. Daje svjetlost i toplinu bez kojih bi život na Zemlji bio nemoguć. Dio sunčeve energije koji padne na Zemlju apsorbira se i raspršuje atmosfera. Da to nije slučaj, tada bi snaga zračenja koju prima svaki kvadratni metar Zemljine površine od okomito padajućih sunčevih zraka bila oko 1,4 kW/m2. Ova količina se zove solarna konstanta. Znajući prosječnu udaljenost od Zemlje do Sunca i solarnu konstantu, možemo pronaći ukupnu snagu zračenja Sunca, koja se naziva njegova osvijetljenost i jednako približno 4. 10 26 W.

Sunce je ogromna vruća kugla, koja se uglavnom sastoji od vodika (70% mase Sunca) i helija (28%), koja rotira oko osi (revolucija u 25-30 zemaljskih dana). Promjer Sunca je 109 puta veći od promjera Zemlje. Prividna površina Sunca, njegova fotosfera- najniži i najgušći sloj Sunčeve atmosfere, iz kojeg bó najveći dio energije koju emitira. Debljina fotosfere je oko 300 km, a prosječna temperatura 6000 K. Na Suncu su često vidljive tamne mrlje ( sunčane pjege), koji postoji nekoliko dana, a ponekad i mjeseci (Sl. 43 A). Naziva se sloj Sunčeve atmosfere debljine 12-15 tisuća km, koji se nalazi iznad fotosfere kromosfera. Sunčeva korona- vanjski sloj Sunčeve atmosfere, koji se proteže na udaljenosti od nekoliko njegovih promjera. Svjetlina kromosfere i Sunčeve korone je vrlo mala, te se mogu vidjeti samo tijekom potpune pomrčine Sunca (Sl. 43. b).

Kako se približavate središtu Sunca, temperatura i tlak rastu i blizu njega su oko 15× 10 6 K i 2,3 10 16 Pa, odnosno. Na tako visokoj temperaturi solarna tvar postaje plazma– plin koji se sastoji od atomskih jezgri i elektrona. Visoka temperatura i pritisak u jezgra Sunca s polumjerom od oko 1/3 polumjera Sunca (sl. 43 V) stvaraju uvjete za odvijanje reakcija između jezgri, pri čemu nastaju jezgre i oslobađa se ogromna energija.

Nuklearne reakcije u kojima iz lakih jezgri nastaju teže jezgre nazivaju se termonuklearni(od lat. termo - toplina), jer mogu ići samo na vrlo visokim temperaturama. Energetski prinos termonuklearne reakcije može biti nekoliko puta veći nego iz fisije iste mase urana. Izvor Sunčeve energije su termonuklearne reakcije koje se odvijaju u njegovoj jezgri. Visokotlačni Vanjski slojevi Sunca ne samo da stvaraju uvjete za nastanak termonuklearne reakcije, već i sprječavaju njegovu jezgru od eksplozije.

Energija termonuklearne reakcije oslobađa se u obliku gama zračenja koje napuštajući jezgru Sunca ulazi u kuglasti sloj tzv. zona zračenja, debljine oko 1/3 polumjera Sunca (sl. 43 V). Materija koja se nalazi u zoni zračenja apsorbira gama zračenje koje dolazi iz jezgre i emitira vlastito, ali na nižoj frekvenciji. Stoga, kako se kvanti zračenja kreću iznutra prema van, njihova energija i frekvencija opadaju, a gama zračenje se postupno pretvara u ultraljubičasto, vidljivo i infracrveno.

Vanjski omotač Sunca naziva se konvektivna zona, u kojem dolazi do miješanja tvari ( konvekcija), a prijenos energije odvija se kretanjem same tvari (sl. 43 V). Smanjenje konvekcije dovodi do smanjenja temperature za 1-2 tisuće stupnjeva i pojave sunčeve pjege. Istodobno se pojačava konvekcija u blizini Sunčeve pjege, te se toplija tvar odnosi na površinu Sunca, a u kromosferi, istaknutosti– izbacivanje materije na udaljenosti do ½ polumjera Sunca. Pojava mrlja često je popraćena solarne baklje– sjajni sjaj kromosfere, rendgensko zračenje i tok brzih nabijenih čestica. Utvrđeno je da sve ove pojave, tzv sunčeva aktivnost, pojavljuju se češće, što je više sunčevih pjega. Broj Sunčevih pjega varira u prosjeku s periodom od 11 godina.

Pitanja za pregled:

· Zašto jednaka je solarnoj konstanti, a što se naziva luminozitet Sunca?

· Kakva je unutarnja struktura Sunca?

· Zašto se termonuklearna reakcija događa samo u jezgri Sunca?

· Nabrojite pojave Sunčeve aktivnosti?

Riža. 43. ( A) – Sunčeve pjege; ( b) – Sunčeva kruna tijekom pomrčine Sunca; ( V) – struktura Sunca ( 1 - jezgra, 2 – zona zračenja, 3 – konvektivna zona).

Unutarnja struktura Sunca

© Vladimir Kalanov
Znanje je moć

Što je vidljivo na Suncu?

Vjerojatno svi znaju da se Sunce ne može gledati golim okom, a još manje kroz teleskop bez posebnih, vrlo tamnih filtera ili drugih uređaja koji prigušuju svjetlost. Zanemarujući ovu zabranu, promatrač riskira ozbiljne opekline oka. Najlakši način da vidite Sunce je da projicirate njegovu sliku na bijeli ekran. Koristeći čak i mali amaterski teleskop, možete dobiti uvećanu sliku solarnog diska. Što možete vidjeti na ovoj slici? Prije svega pozornost privlači oštrina osunčanog ruba. Sunce je plinska kugla koja nema jasnu granicu, gustoća joj se postupno smanjuje. Zašto ga onda vidimo oštro ocrtanog? Činjenica je da gotovo sve vidljivo zračenje Sunca dolazi iz vrlo tankog sloja, koji ima poseban naziv - fotosfera. (Grčki: “svjetlosna kugla”). Debljina fotosfere ne prelazi 300 km. Upravo taj tanki svjetleći sloj stvara iluziju za promatrača da Sunce ima "površinu".

Unutarnja struktura Sunca

Fotosfera

Atmosfera Sunca počinje 200-300 km dublje od vidljivog ruba sunčevog diska. Ti najdublji slojevi atmosfere nazivaju se fotosfera. Budući da njihova debljina nije veća od jedne tritisućinke Sunčevog radijusa, fotosfera se ponekad konvencionalno naziva površina Sunca. Gustoća plinova u fotosferi približno je ista kao u Zemljinoj stratosferi, a stotinama puta manja nego na površini Zemlje. Temperatura fotosfere opada od 8000 K na dubini od 300 km do 4000 K u najvišim slojevima. Temperatura srednjeg sloja, čije zračenje opažamo, oko 6000 K. U takvim se uvjetima gotovo sve molekule plina raspadaju na pojedinačne atome. Samo u najvišim slojevima fotosfere sačuvano je relativno malo jednostavnih molekula i radikala tipa H, OH i CH. Posebnu ulogu u sunčevoj atmosferi ima tvar koja se ne nalazi u zemljinoj prirodi. negativni vodikov ion, koji je proton s dva elektrona. Ovaj neobičan spoj pojavljuje se u tankom vanjskom, "najhladnijem" sloju fotosfere kada se negativno nabijeni slobodni elektroni, koje opskrbljuju lako ionizirani atomi kalcija, natrija, magnezija, željeza i drugih metala, "zalijepe" za neutralne atome vodika. Kada se generiraju, negativni ioni vodika emitiraju većinu vidljive svjetlosti. Ioni pohlepno upijaju tu istu svjetlost, zbog čega neprozirnost atmosfere brzo raste s dubinom. Stoga nam se vidljivi rub Sunca čini vrlo oštrim.

U teleskopu s velikim povećanjem možete promatrati suptilne detalje fotosfere: sve se čini razbacano malim svijetlim zrncima - granulama, odvojenim mrežom uskih tamnih staza. Granulacija je rezultat miješanja tokova toplijih plinova koji se uzdižu i onih hladnijih koji se spuštaju. Temperaturna razlika između njih u vanjskim slojevima je relativno mala (200-300 K), ali je dublje, u konvektivnoj zoni, veća, te se miješanje događa znatno intenzivnije. Konvekcija u vanjskim slojevima Sunca igra veliku ulogu u određivanju ukupne strukture atmosfere. U konačnici, upravo je konvekcija, kao rezultat složene interakcije sa Sunčevim magnetskim poljima, uzrok svih raznolikih manifestacija Sunčeve aktivnosti. Magnetska polja sudjeluju u svim procesima na Suncu. Ponekad se koncentrirana magnetska polja javljaju u malom području sunčeve atmosfere, nekoliko tisuća puta jača nego na Zemlji. Ionizirana plazma je dobar vodič; ne može se kretati preko linija magnetske indukcije jakog magnetskog polja. Stoga je na takvim mjestima onemogućeno miješanje i dizanje vrućih plinova odozdo, te se pojavljuje tamno područje - sunčeva pjega. Na pozadini blještave fotosfere djeluje potpuno crno, iako je u stvarnosti njezin sjaj tek deset puta slabiji. S vremenom se veličina i oblik mrlja jako mijenja. Pojavljujući se u obliku jedva primjetne točke - pore, pjega postupno povećava svoju veličinu na nekoliko desetaka tisuća kilometara. Velike pjege, u pravilu, sastoje se od tamnog dijela (jezgre) i manje tamnog dijela - polusjene, čija struktura daje mrlji izgled vrtloga. Pjege su okružene svjetlijim područjima fotosfere, koja se nazivaju fakulama ili bakljevim poljima. Fotosfera postupno prelazi u rjeđe vanjske slojeve sunčeve atmosfere - kromosferu i koronu.

Kromosfera

Iznad fotosfere nalazi se kromosfera, heterogeni sloj u kojem se temperatura kreće od 6 000 do 20 000 K. Kromosfera (grčki za "sferu boje") dobila je ime po svojoj crvenkasto-ljubičastoj boji. Vidljivo je tijekom potpune pomrčine Sunca kao neravni svijetli prsten oko crnog diska Mjeseca, koji je upravo zaklonio Sunce. Kromosfera je vrlo heterogena i sastoji se uglavnom od izduženih izduženih jezika (spikula), što joj daje izgled goruće trave. Temperatura tih kromosferskih mlaznica je dva do tri puta viša nego u fotosferi, a gustoća je stotinama tisuća puta manja. Ukupna duljina kromosfere je 10-15 tisuća kilometara. Porast temperature u kromosferi objašnjava se širenjem valova i magnetskih polja koja u nju prodiru iz konvektivne zone. Tvar se zagrijava na gotovo isti način kao da je u ogromnoj mikrovalnoj pećnici. Brzina toplinskog gibanja čestica se povećava, sudari među njima postaju sve češći, a atomi gube svoje vanjske elektrone: tvar postaje vruća ionizirana plazma. Ti isti fizički procesi podržavaju i neobično visoka temperatura najudaljeniji slojevi sunčeve atmosfere, koji se nalaze iznad kromosfere.

Često se tijekom pomrčina (i uz pomoć posebnih spektralnih instrumenata - i bez čekanja na pomrčine) iznad površine Sunca mogu promatrati "fontane", "oblaci", "lijevci", "grmovi", "lukovi" i bizarnih oblika. druge jarko svjetleće formacije iz kromosferskih supstanci. Mogu biti stacionarni ili se polagano mijenjati, okruženi glatkim zakrivljenim mlazovima koji teku u ili iz kromosfere, uzdižući se desecima i stotinama tisuća kilometara. Ovo su najambicioznije formacije sunčeve atmosfere -. Kada se promatraju u crvenoj spektralnoj liniji koju emitiraju atomi vodika, oni se pojavljuju na pozadini solarnog diska kao tamne, duge i zakrivljene niti. Prominencije imaju približno istu gustoću i temperaturu kao kromosfera. Ali oni su iznad njega i okruženi višim, visoko razrijeđenim gornjim slojevima sunčeve atmosfere. Prominencije ne padaju u kromosferu jer je njihova materija podržana magnetskim poljima aktivnih područja Sunca. Prvi put su spektar prominencije izvan pomrčine promatrali francuski astronom Pierre Jansen i njegov engleski kolega Joseph Lockyer 1868. Prorez spektroskopa postavljen je tako da siječe rub Sunca, a ako je prominencija nalazi blizu njega, tada se može vidjeti njegov spektar zračenja. Usmjeravanjem proreza na različite dijelove prominencije ili kromosfere, moguće ih je proučavati u dijelovima. Spektar prominencija, poput kromosfere, sastoji se od svijetlih linija, uglavnom vodika, helija i kalcija. Emisione linije drugih kemijskih elemenata također su prisutne, ali su puno slabije. Neke prominencije, koje su dugo ostale bez primjetnih promjena, iznenada kao da eksplodiraju, a njihova se tvar izbacuje u međuplanetarni prostor brzinom od stotina kilometara u sekundi. Izgled kromosfere također se često mijenja, što ukazuje na kontinuirano kretanje plinova koji je čine. Ponekad se nešto slično eksplozijama događa u vrlo malim područjima Sunčeve atmosfere. To su takozvane kromosferske baklje. Obično traju nekoliko desetaka minuta. Tijekom baklji u spektralnim linijama vodika, helija, ioniziranog kalcija i nekih drugih elemenata, sjaj zasebnog dijela kromosfere iznenada se povećava desetke puta. Posebno snažno raste ultraljubičasto i rendgensko zračenje: ponekad je njegova snaga nekoliko puta veća od ukupne snage sunčevog zračenja u ovom kratkovalnom području spektra prije baklje. Pjege, baklje, prominencije, kromosferske baklje - sve su to manifestacije sunčeve aktivnosti. Povećanjem aktivnosti povećava se i broj ovih tvorevina na Suncu.

Atmosfera Sunca

Naziv sloja	Visina gornje granice sloja, km	Gustoća, kg/m 3	Temperatura, K
Fotosfera
Kromosfera
	Nekoliko desetaka solarnih radijusa

Sunčeve pjege (tamne tvorevine na Sunčevom disku, zbog toga što im je temperatura ~ 1500 K niža od temperature fotosfere) sastoje se od tamnog ovala - sjene pjege, okružene svjetlijom vlaknastom polusjenom. Najmanje Sunčeve pjege (pore) imaju promjer od ~1000 km; promjeri najvećih promatranih Sunčevih pjega premašuju 100 000 km. Male pjege često postoje manje od 2 dana, razvijene 10-20 dana, a najveće mogu trajati i do 100 dana.

Spikule kromosfere (izolirani plinski stupovi) imaju promjer od ~1000 km, visinu do ~8000 km, brzine uspona i spuštanja od ~20 km/s, temperaturu od ~15 000 K i životni vijek od nekoliko minuta.

Prominencije (relativno hladni, gusti oblaci u koroni) protežu se do 1/3 polumjera Sunca. Najčešće su "tihe" prominencije, s vijekom trajanja do 1 godine, duljinom od ~200 tisuća km, debljinom od ~10 tisuća km i visinom od ~30 tisuća km. Brze eruptivne prominencije obično se izbacuju prema gore pri brzinama od 100-1000 km/s nakon baklji.

Tijekom potpune pomrčine Sunca, sjaj neba oko Sunca iznosi 1,6 10 -9 prosječnog sjaja Sunca.

Sjaj Mjeseca tijekom potpune pomrčine Sunca u svjetlu reflektiranom od Zemlje iznosi 1,1 10 -10 prosječnog sjaja Sunca.

Fotosfera

Fotosfera (sloj koji emitira svjetlost) čini vidljivu površinu Sunca. Njegova debljina odgovara optičkoj debljini od približno 2/3 jedinice. U apsolutnom smislu, fotosfera doseže debljinu, prema različitim procjenama, od 100 do 400 km. Glavnina optičkog (vidljivog) zračenja Sunca dolazi iz fotosfere, ali zračenje iz dubljih slojeva više ne dopire do nas. Temperatura, kako se približava vanjskom rubu fotosfere, opada sa 6600 K na 4400 K. Efektivna temperatura fotosfere kao cjeline je 5778 K. Može se izračunati prema Stefan-Boltzmannovom zakonu, prema kojem snaga zračenja apsolutno crnog tijela izravno je proporcionalna četvrtoj potenciji tjelesne temperature. Vodik u takvim uvjetima ostaje gotovo potpuno neutralan. Fotosfera čini vidljivu površinu Sunca iz koje se određuje veličina Sunca, udaljenost od Sunca itd. Budući da je plin u fotosferi relativno razrijeđen, njegova brzina rotacije mnogo je manja od brzine rotacije. čvrste tvari. U isto vrijeme, plin u ekvatorijalnom i polarnom području kreće se neravnomjerno - na ekvatoru čini revoluciju za 24 dana, na polovima - za 30 dana.

Kromosfera

Kromosfera je vanjski omotač Sunca, debeo oko 2000 km, koji okružuje fotosferu. Podrijetlo imena ovog dijela sunčeve atmosfere povezuje se s njegovom crvenkastom bojom, uzrokovanom činjenicom da crvena H-alfa emisijska linija vodika iz Balmerove serije dominira vidljivim spektrom kromosfere. Gornja granica kromosfere nema jasnu glatku površinu; iz nje se stalno pojavljuju vruće emisije koje se nazivaju spikule. Broj istovremeno promatranih spikula je u prosjeku 60-70 tisuća. Zbog toga, u potkraj XIX stoljeća talijanski astronom Secchi, promatrajući kromosferu kroz teleskop, usporedio ju je s gorućim prerijama. Temperatura kromosfere raste s visinom od 4000 do 20 000 K (temperaturni raspon iznad 10 000 K je relativno mali).

Gustoća kromosfere je mala, pa je svjetlina nedovoljna za promatranje u normalnim uvjetima. Ali tijekom potpune pomrčine Sunca, kada Mjesec prekrije svijetlu fotosferu, kromosfera koja se nalazi iznad njega postaje vidljiva i svijetli crveno. Također se može promatrati u bilo kojem trenutku pomoću posebnih uskopojasnih optičkih filtara. Uz već spomenutu H-alfa liniju valne duljine 656,3 nm, filtar se može podesiti i na Ca II K (393,4 nm) i Ca II H (396,8 nm) liniju. Glavne kromosferske strukture koje su vidljive u ovim linijama su:

· kromosferska mreža koja pokriva cijelu površinu Sunca i sastoji se od linija koje okružuju supergranulacijske stanice promjera do 30 tisuća km;

· flokuli - lagane tvorevine nalik oblacima, najčešće ograničene na područja s jakim magnetskim poljima - aktivna područja, često oko sunčevih pjega;

· vlakna i vlakna (fibrile) - tamne linije različite širine i duljine, poput flokula, često se nalaze u aktivnim područjima.

Kruna

Korona je posljednja vanjska ljuska Sunca. Korona se uglavnom sastoji od prominencija i energetskih erupcija koje izviru i izbijaju nekoliko stotina tisuća pa i više od milijun kilometara u svemir, tvoreći Sunčev vjetar. Prosječna koronarna temperatura je od 1 do 2 milijuna K, a maksimalna, u nekim područjima, od 8 do 20 milijuna K. Unatoč tako visokoj temperaturi, vidljiva je golim okom samo tijekom potpune pomrčine Sunca, budući da gustoća materije u koroni je niska, pa je stoga i njezin sjaj također nizak. Neobično intenzivno zagrijavanje ovog sloja očito je uzrokovano učinkom magnetske rekonekcije i utjecajem udarnih valova (vidi Problem zagrijavanja korone). Oblik korone mijenja se ovisno o fazi ciklusa Sunčeve aktivnosti: u razdobljima maksimalne aktivnosti ima okrugli oblik, a u minimalnoj je izdužen duž Sunčevog ekvatora. Budući da je temperatura korone vrlo visoka, ona emitira intenzivno zračenje u ultraljubičastom i rendgenskom području. Ta zračenja ne prolaze zemljina atmosfera, ali u U zadnje vrijeme postalo ih je moguće proučavati pomoću svemirskih letjelica. Zračenje u različitim područjima korone javlja se neravnomjerno. Postoje vruća aktivna i mirna područja, kao i koronalne rupe s relativno niskom temperaturom od 600 000 K, iz kojih u svemir izlaze linije magnetskog polja. Ova ("otvorena") magnetska konfiguracija omogućuje česticama da neometano pobjegnu Suncu, tako da se solarni vjetar emitira uglavnom iz koronarnih rupa.

Vidljivi spektar Sunčeve korone sastoji se od tri različite komponente, koje se nazivaju L, K i F komponente (ili L-korona, K-korona i F-korona; drugi naziv za L-komponente je E- korona. K-komponenta je kontinuirani spektar korone. Na njenoj pozadini, do visine od 9-10′ od vidljivog ruba Sunca, vidljiva je emisijska L-komponenta. Počevši od visine od oko 3′ (kutni promjer Sunca je oko 30′) i više, vidljiv je Fraunhoferov spektar, isti kao i spektar fotosfere. On čini F-komponentu Sunčeve korone. Na visini od 20′, F -komponenta dominira spektrom korone. Visina od 9-10′ uzima se kao granica koja odvaja unutarnju koronu od vanjske. Zračenje Sunca s valnom duljinom manjom od 20 nm dolazi u potpunosti iz korone. To znači da , primjerice, na uobičajenim fotografijama Sunca na valnim duljinama od 17,1 nm (171 Å), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å) vidljiva je samo sunčeva kruna sa svojim elementima, a kromosfera i fotosfera nisu vidljive. Dvije koronalne rupe, koje gotovo uvijek postoje na sjevernom i južnom polu Sunca, kao i druge koje se privremeno pojavljuju na njegovoj vidljivoj površini, praktički uopće ne emitiraju X-zrake.

sunčan vjetar

Iz vanjskog dijela Sunčeve korone istječe Sunčev vjetar - tok ioniziranih čestica (uglavnom protona, elektrona i α-čestica), koji se s postupnim smanjenjem gustoće širi do granica heliosfere. Sunčev vjetar se dijeli na dvije komponente - spori Sunčev vjetar i brzi Sunčev vjetar. Spori solarni vjetar ima brzinu od oko 400 km/s i temperaturu od 1,4–1,6·10 6 K, a po sastavu je vrlo sličan koroni. Brzi Sunčev vjetar ima brzinu od oko 750 km/s, temperaturu od 8·10 5 K, a po sastavu je sličan tvari fotosfere. Spori solarni vjetar dvostruko je gušći i manje konstantan od brzog. Spori solarni vjetar ima više složena struktura s područjima turbulencije.

Prosječno Sunce s vjetrom emitira oko 1,3·10 36 čestica u sekundi. Posljedično, ukupni gubitak Sunčeve mase (za ovu vrstu zračenja) je 2-3·10 −14 Sunčevih masa godišnje. Gubitak tijekom 150 milijuna godina jednak je Zemljinoj masi. Mnogi prirodni fenomeni na Zemlji povezani su s poremećajima sunčevog vjetra, uključujući geomagnetske oluje i polarne svjetlosti.

Prva izravna mjerenja karakteristika solarnog vjetra izvela je u siječnju 1959. sovjetska postaja Luna-1. Promatranja su provedena korištenjem scintilacijskog brojača i detektora plinske ionizacije. Tri godine kasnije, ista mjerenja izvršili su američki znanstvenici pomoću postaje Mariner 2. U kasnim 1990-ima, koristeći ultraljubičasti koronalni spektrometar.Ultraljubičasto Koronalni Spektrometar ( UVCS) ) na satelitu SOHO provedena su promatranja područja gdje se javlja brzi solarni vjetar na solarnim polovima.