太陽の光球の温度は約6000Kです。 太陽の光球と彩層

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探し出す、 太陽は何でできているか：星の構造と組成の説明、化学元素のリスト、写真付きの層の数と特徴、図。

地球から見ると、太陽は滑らかな火の玉のように見えます。コミック船ガリレオによって太陽黒点が発見される前は、多くの天文学者は、太陽は完璧な形をしており、欠陥がないと考えていました。 今、私たちはそれを知っています 太陽は構成されています地球のように、それぞれが独自の機能を実行するいくつかの層から。 巨大なオーブンのような太陽のこの構造は、地上の生命に必要な地球上のすべてのエネルギーの供給者です。

太陽はどのような要素で構成されていますか?

星を分解して構成元素を比較すると、その組成は水素74%、ヘリウム24%であることがわかります。 また、太陽は1%の酸素でできており、残りの1%は 化学元素クロム、カルシウム、ネオン、炭素、マグネシウム、硫黄、シリコン、ニッケル、鉄などの周期表。 天文学者は、ヘリウムより重い元素は金属であると信じています。

太陽のこれらすべての要素はどのようにして生じたのでしょうか? ビッグバンは水素とヘリウムを生み出しました。 宇宙の形成の始まりに、素粒子から最初の元素である水素が現れました。 高温高圧のため、宇宙の状態は星の核のようでした。 その後、核融合反応が起こるために宇宙に高温があった限り、水素はヘリウムに融合されました。 現在宇宙に存在する水素とヘリウムの既存の割合は、ビッグバン後に形成されたものであり、変化していません。

太陽の残りの要素は、他の星で作成されます。 水素のヘリウムへの核融合は、恒星の核内で絶えず進行しています。 コアですべての酸素を生成した後、リチウム、酸素、ヘリウムなどのより重い元素の核融合に切り替えます。 太陽に存在する重金属の多くは、他の恒星でも生涯の終わりに形成されました。

最も重い元素である金とウランの形成は、太陽の何倍ものサイズの星が爆発したときに起こりました。 ブラックホールの形成のほんの一瞬で、要素は高速で衝突し、最も重い要素が形成されました。 爆発によってこれらの元素が宇宙全体に散らばり、新しい星の形成を助けました。

私たちの太陽は、ビッグバンによって生成された要素、死につつある星からの要素、および星の新しい爆発からの粒子を収集しています。

太陽の層は何ですか?

太陽は一見、ヘリウムと水素の塊ですが、よく見るとさまざまな層で構成されていることがわかります。 コアに向かって移動すると、温度と圧力が上昇し、その結果として層が作成されます。これは、水素とヘリウムが異なる条件下で異なる特性を持つためです。

太陽コア

太陽の構成のコアから外側の層までの層を通して私たちの動きを始めましょう. 太陽の内層 - コアでは、温度と圧力が非常に高く、核融合の流れに寄与しています。 太陽は水素からヘリウム原子を生成し、この反応の結果、光と熱が形成され、到達します。 一般に、太陽の温度は約 13,600,000 ケルビンであり、核の密度は水の密度の 150 倍であると考えられています。

科学者や天文学者は、太陽の核は太陽半径の長さの約 20% に達すると考えています。 核内では、高温と高圧が水素原子を陽子、中性子、電子に分解するのに役立ちます。 自由浮遊状態にもかかわらず、太陽はそれらをヘリウム原子に変換します。

このような反応は発熱と呼ばれます。 この反応の過程で、389 x 10 31 J に相当する大量の熱が放出されます。 毎秒。

太陽の放射帯

このゾーンはコアの境界 (太陽半径の 20%) で始まり、太陽半径の最大 70% の長さに達します。 このゾーンの内側には太陽物質があり、その組成は非常に高密度で高温です。 熱放射熱を失うことなく通過します。

太陽コアの内部では、核融合反応が起こります - 陽子の融合の結果としてヘリウム原子が生成されます。 この反応の結果、大量のガンマ線が発生します。 このプロセスでは、エネルギーの光子が放出され、放射ゾーンで吸収され、さまざまな粒子によって再放出されます。

光子の軌道は「ランダムウォーク」と呼ばれます。 光子は、太陽の表面に向かってまっすぐに移動するのではなく、ジグザグ パターンで移動します。 その結果、各光子が太陽の放射帯を超えるには約 20 万年かかります。 ある粒子から別の粒子に移動するとき、光子はエネルギーを失います。 地球にとっては、太陽からのガンマ線しか受け取れないので、これは良いことです。 宇宙に入った光子が地球に到達するには 8 分かかります。

多くの星には放射帯があり、そのサイズは星のスケールに直接依存します。 星が小さいほど、ゾーンは小さくなり、そのほとんどが対流ゾーンで占められます。 最小の星には放射帯がなく、対流帯がコアまでの距離に到達します。 最大の星の場合、状況は逆になり、放射ゾーンが表面まで広がります。

対流帯

対流帯は、太陽の内部熱が高温ガスの柱を通って流れる放射帯の外側にあります。

ほとんどすべての星にそのようなゾーンがあります。 私たちの太陽では、太陽の半径の 70% から表面 (光球) まで広がっています。 星の深部、まさに中心にあるガスは、ランプの中のワックスの泡のように、加熱されて表面に上昇します。 星の表面に到達すると熱が失われ、冷却されるとガスは中心に沈み、熱エネルギーが更新されます。 例として、沸騰したお湯の鍋を火の上に持ってくることができます。

太陽の表面はゆるい土のようなものです。 これらの不規則性は、太陽の表面に熱を運ぶ高温ガスの柱です。 それらの幅は1000 kmに達し、散逸時間は8〜20分に達します。

天文学者は、赤色矮星などの低質量の星には、コアまで広がる対流帯しかないと考えています。 彼らには、太陽については言えない放射ゾーンがありません。

光球

地球から見える太陽の唯一の層は . この層の下では、太陽は不透明になり、天文学者は他の方法を使用して星の内部を研究します。 6000 ケルビンもの高い表面温度は、地球から見える黄白色に輝きます。

太陽の大気は光球の後ろにあります。 日食中に見える太陽の部分は呼ばれます。

図中の太陽の構造

NASA は、教育目的のために、太陽の構造と組成の概略図を特別に開発しました。これは、各層の温度を示しています。

  • （可視、赤外線、紫外線）は、可視光線、赤外線、紫外線です。 可視光線とは、太陽から私たちが見ている光です。 赤外線は私たちが感じる熱です。 紫外線は私たちに日焼けを与える放射線です。 太陽はこれらの放射線を同時に生成します。
  • (Photosphere 6000 K) - 光球は太陽の上層、その表面です。 6000 ケルビンの温度は摂氏 5700 度に相当します。
  • 電波放射 - 可視光線、赤外線放射、紫外線放射に加えて、太陽は電波放射を送信します。これは、天文学者が電波望遠鏡で検出したものです。 黒点の数に応じて、この放出は増減します。
  • コロナ ホール - コロナのプラズマ密度が低い太陽上の場所で、コロナがより暗く、より低温になります。
  • 2100000 K (2100000 ケルビン) - 太陽の放射ゾーンはこの温度です。
  • 対流帯 / 乱流対流 (per. Convective zone / Turbulent convection) - これらは太陽上の場所です。 熱エネルギー核は対流によって移動します。 プラズマ柱は表面に到達し、熱を放出し、再び急降下して再び加熱します。
  • コロナル ループ (トランス コロナル ループ) - 太陽の大気中のプラズマで構成され、磁力線に沿って移動するループ。 それらは、地表から数万キロにわたって伸びる巨大なアーチのように見えます。
  • コア（コアごと）は、高温と高圧を使用して核融合が起こる太陽の心臓です。 すべての太陽エネルギーはコアから発生します。
  • 14,500,000 K (14,500,000 ケルビンあたり) - 太陽コアの温度。
  • Radiative Zone (trans. Radiation zone) - 放射線を使用してエネルギーが伝達される太陽の層。 光子は20万を超える放射帯を超えて宇宙空間へ。
  • ニュートリノ (トランス ニュートリノ) は、核融合反応の結果として太陽から放出されるごくわずかな質量の粒子です。 毎秒何十万ものニュートリノが人体を通過しますが、それらは私たちに何の害ももたらしません。
  • Chromospheric Flare (trans. Chromospheric Flare) - 私たちの星の磁場は、ねじれたり、さまざまな形で突然壊れたりすることがあります。 磁場が途切れた結果、太陽の表面から強力な X 線フレアが発生します。
  • 磁場ループ - 太陽の磁場は光球の上にあり、高温のプラズマが太陽の大気中の磁力線に沿って移動するときに見えます。
  • スポット - 太陽黒点 (trans. Sunspots) - これらは、磁場が太陽の表面を通過する太陽の表面上の場所であり、温度が低く、多くの場合、ループになっています。
  • エネルギー粒子 (トランス。エネルギー粒子) - それらは太陽の表面から来て、その結果、太陽風が作られます。 太陽嵐では、その速度は光速に達します。
  • X線（透過X線） - 太陽のフレア中に形成される、人間の目には見えない光線。
  • 輝点と短寿命の磁気領域 (trans. 輝点と短寿命の磁気領域) - 温度差により、太陽の表面に明るい斑点と暗い斑点が現れます。

光球 - これは星の目に見える表面で、光放射の大部分を吐き出しています。 この層の厚さは 100 から 400 km で、温度は 6600°K (内側) から 4400°K (外縁) です。 太陽の寸法は、光球によって正確に決定されます。 ここのガスは比較的希薄で、その回転速度は地域によって異なります。 赤道域では 24 日で 1 回、極域では 30 日で 1 回の公転が行われます。

この殻は光球を取り囲んでおり、その厚さは約 2000 km です。 彩層の上部境界は、一定の熱い噴出物 - スピキュールによって特徴付けられます。 太陽のこの部分は、皆既日食のときにのみ見ることができます。 その後、赤のトーンで表示されます。

これが最後のシェルです。 それは、エネルギーの隆起と噴出の存在によって特徴付けられます。 それらは何十万キロも飛び散り、太陽風を発生させます。

コロナの温度は太陽の表面よりもはるかに高く、1,000,000 ° K - 2,000,000 ° K、場所によっては 8,000,000 ° K から 29,000,000 ° K になります。しかし、コロナは日食中にしか見ることができません。 王冠の形が変わります。 変化はサイクルによって異なります。 最大値のピークでは形状が丸みを帯び、最小値では赤道に沿って引き伸ばされます。

晴れた風

太陽風は、太陽から毎秒約 400 km の速度であらゆる方向に放出される電離粒子の流れです。 太陽風の源は太陽コロナです。 太陽のコロナの温度は非常に高いため、重力がその物質を表面近くに保つことができず、この物質の一部が継続的に惑星間空間に飛び込んでいます。

太陽風が発生する一般的な理由はわかっていますが、このプロセスの詳細の多くはまだ明らかになっていません。 特に、現時点では、コロナガスが正確にどこでそのような高速に加速されているかは完全にはわかっていません。

§ 43. 太陽

太陽は星であり、核融合反応によって私たちが生きるために必要なエネルギーを供給しています。

太陽は地球に最も近い星です。 それは光と熱を与えます。それなしでは地球上の生命は不可能です。 地球に降り注ぐ太陽エネルギーの一部は、大気によって吸収され、消散されます。 そうでない場合、垂直に降り注ぐ太陽光線から地表の各平方メートルが受ける放射電力は、約 1.4 kW / m 2 になります。 この値は 太陽定数. 地球から太陽までの平均距離と太陽定数がわかれば、太陽の総放射力を求めることができます。 光度約 4 に等しい。 10 26 火

太陽は巨大な熱球であり、主に水素 (太陽の質量の 70%) とヘリウム (28%) で構成されており、その軸の周りを回転しています (25 ～ 30 地球日分)。 太陽の直径は地球の109倍です。 太陽の見かけの表面 光球- 太陽の大気の最下層で最も密度の高い層で、そこから bó エネルギーのほとんどを放出します。 光球の厚さは約 300 km で、平均温度は 6000 K です。 黒点)、数日、時には数ヶ月にわたって存在します (図 43 a）。 光球の上に位置する、厚さ12〜15千kmの太陽の大気の層は、 彩層. 太陽コロナ太陽の大気の外層で、その直径の数倍の距離まで広がっています。 彩層と太陽コロナの明るさは非常に小さく、皆既日食のときにしか見ることができません (図 43)。 b).

太陽の中心に近づくにつれて、温度と圧力が上昇し、その近くでは約 15× 10 6 Kと 2.3 10 16 それぞれパ。 このような高温では、太陽物質は プラズマ- 原子核と電子からなる気体。 中の高温と高圧 太陽の核太陽の半径の約 1/3 の半径を持つ (図 43 の）核間の反応の条件を作り出し、その結果、核が形成され、巨大なエネルギーが放出されます。

軽い原子核が重い原子核に変換される核反応は呼ばれます 熱核(緯度から。温熱 -熱）、なぜなら 彼らは非常に高い温度でしか行くことができません。 熱核反応のエネルギー収量は、同じ質量のウランの核分裂よりも数倍大きくなる可能性があります。 太陽のエネルギー源は、核で起こる熱核反応です。 高圧太陽の外層は、熱核反応の発生条件を作り出すだけでなく、核の爆発を防ぎます。

熱核反応のエネルギーは、ガンマ線の形で放出され、太陽の核を離れ、球状層と呼ばれる層に入ります。 放射ゾーン、太陽の半径の約 1/3 の厚さ (図 43 の）。 放射帯にある物質は、原子核から来るガンマ線を吸収し、それ自体を放出しますが、周波数は低くなります。 したがって、放射線の量子が内側から外側に移動するにつれて、そのエネルギーと周波数が減少し、ガンマ線は徐々に紫外、可視、赤外に変換されます。

太陽の外殻は呼ばれます 対流帯、物質の混合が発生します（ 対流）、そしてエネルギー移動は物質自体の動きによって行われます（図43） の）。 対流が減少すると、温度が1〜2千度低下し、黒点が出現します。 同時に、黒点付近では対流が強まり、より高温の物質が太陽の表面や彩層に運ばれ、 プロミネンス– 太陽の半径の ½ までの距離での物質の放出。 スポッティングを伴うことが多い 太陽フレア- 彩層の明るい輝き、X線、高速荷電粒子の流れ。 これらすべての現象は、 太陽活動、より頻繁に発生するほど、黒点が多くなります。 太陽の黒点の数は、平均して 11 年の周期で変化します。

レビュー質問：

· 何 太陽定数に等しい、そして太陽の光度と呼ばれるものは何ですか?

· 太陽の内部構造は？

· なぜ熱核反応は太陽の核でしか起こらないのですか?

· 太陽活動の現象を挙げてください。

米。 43. ( a) は黒点です。 ( b) は日食時の太陽コロナです。 ( の) は太陽の構造 ( 1 -核、 2 - 放射ゾーン、 3 対流帯です）。

太陽の内部構造

© ウラジミール・カラノフ
知識は力である

太陽で何が見える?

肉眼で太陽を見ることは不可能であり、特別な非常に暗いフィルターや光を弱める他の装置なしでは望遠鏡を通して見ることは不可能であることは誰もが確かに知っています. この禁止事項を無視すると、オブザーバーは重度の眼火傷の危険を冒します。 太陽を見る最も簡単な方法は、その画像を白いスクリーンに投影することです。 小さなアマチュア望遠鏡でも、太陽円盤の拡大画像を取得できます。 この画像には何が見えますか? まず目を引くのは、太陽のエッジの鋭さです。 太陽は明確な境界を持たないガス球であり、その密度は徐々に減少します。 では、なぜそれが明確に定義されているのを見るのでしょうか? 事実は、太陽のほとんどすべての可視放射が、光球という特別な名前を持つ非常に薄い層から来ているということです。 (ギリシャ語で「光の球」). 光球の厚さは 300 km を超えません。 太陽が「表面」を持っているという錯覚を観測者に与えるのは、この薄い発光層です。

太陽の内部構造

光球

太陽の大気は、目に見える太陽面の端より 200 ～ 300 km 深いところから始まります。 これらの大気の最も深い層は、光球と呼ばれます。 それらの厚さは太陽半径の 3000 分の 1 以下であるため、光球は条件付きで太陽の表面と呼ばれることがあります。 光球のガスの密度は、地球の成層圏とほぼ同じで、地表の数百分の 1 です。 光球の温度は、深さ 300 km の 8000 K から最上層では 4000 K まで低下します。 その中間層の温度、私たちが知覚する放射、 約6000K. このような条件下では、ほとんどすべてのガス分子が個々の原子に分解されます。 光球の最上層にのみ、H、OH、CH タイプの比較的少数の単純な分子とラジカルが保存されています。 太陽大気における特別な役割は、地球の自然には見られない マイナス水素イオン、これは 2 つの電子を持つ陽子です。 この異常な化合物は、負に帯電した自由電子が、カルシウム、ナトリウム、マグネシウム、鉄、およびその他の金属の容易にイオン化可能な原子によって供給される中性の水素原子に「くっつく」ときに、光球の薄い外側の「最も冷たい」層で発生します。 生成されると、負の水素イオンは可視光の大部分を放出します。 イオンは同じ光を貪欲に吸収するため、大気の不透明度は深さとともに急速に増大します。 したがって、太陽の目に見える端は非常に鋭く見えます。

高倍率の望遠鏡では、光球の細部を観察できます。光球はすべて、狭い暗い経路のネットワークで区切られた小さな明るい粒子、つまり顆粒で散らばっているように見えます。 造粒は、上昇する暖かいガス流と下降する冷たいガス流が混合した結果です。 外層でのそれらの温度差は比較的小さいですが（200〜300 K）、より深い対流ゾーンでは大きくなり、混合ははるかに激しくなります。 太陽の外層での対流は、大気の全体的な構造を決定する上で大きな役割を果たします。 究極的には、太陽磁場との複雑な相互作用の結果としての対流が、太陽活動のあらゆる多様な発現の原因となっています。 磁場は、太陽のすべてのプロセスに関与しています。 ときどき、太陽大気の小さな領域に、地球よりも数千倍強い集中磁場が発生します。 イオン化されたプラズマは良導体であり、強い磁場の磁気誘導線を横切って移動することはできません。 したがって、そのような場所では、下からの高温ガスの混合と上昇が抑制され、暗い領域、つまり黒点が現れます。 まばゆいばかりの光球を背景に、真っ黒に見えますが、実際の明るさは 10 分の 1 しかありません。 時間の経過とともに、スポットのサイズと形状が大きく変化します。 ほとんど目立たない点 - 毛穴の形で発生した斑点は、徐々にそのサイズを数万キロメートルに拡大します。 大きなスポットは、原則として、暗い部分（コア）と暗い部分（半影）で構成され、その構造によりスポットが渦のように見えます。 スポットは、白斑またはトーチ フィールドと呼ばれる光球のより明るい領域に囲まれています。 光球は徐々に太陽大気のより希薄な外層 - 彩層とコロナ - に入ります。

彩層

光球の上には、温度が 6,000 から 20,000 K の範囲の不均一な層である彩層があります。彩層 (ギリシャ語で「色の球体」) は、その赤みがかった紫の色にちなんで名付けられました。 皆既日食の際に、太陽を食ったばかりの月の黒い円盤の周りにギザギザの明るい輪として見えます。 彩層は非常に不均一で、主に細長い舌 (スピキュール) で構成されており、草が燃えているように見えます。 これらの彩層ジェットの温度は、光球よりも 2 ～ 3 倍高く、密度は数十万分の 1 です。 彩層の全長は1万～1万5千キロメートル。 彩層の温度上昇は、対流帯から浸透する波と磁場の伝播によって説明されます。 この物質は、巨大な電子レンジに入っているかのように加熱されます。 粒子の熱運動の速度が増し、粒子間の衝突がより頻繁になり、原子は外側の電子を失います。物質は高温電離プラズマになります。 これらの同じ物理プロセスは、異常にサポートし、 高温彩層の上に位置する太陽大気の最外層。

多くの場合、日食の間 (および特別なスペクトル機器の助けを借りて - 日食を待たなくても)、奇妙な形の「噴水」、「雲」、「じょうご」、「茂み」、「アーチ」を観察できます。彩層物質からの他の明るく発光する層。 それらは静止しているかゆっくりと変化しており、彩層に出入りする滑らかな曲線の噴流に囲まれており、数万キロメートルから数十万キロメートル上昇しています。 これらは、太陽大気の最も壮大な形成です。 水素原子が放出する赤いスペクトル線で観察すると、それらは太陽円盤の背景に対して、暗くて長く湾曲したフィラメントとして現れます。 プロミネンスは、彩層とほぼ同じ密度と温度を持っています。 しかし、それらはその上にあり、太陽大気のより高く、非常に希薄な上層に囲まれています。 プロミネンスは、その物質が太陽の活動領域の磁場によって支えられているため、彩層に落ちません。 1868 年、フランスの天文学者ピエール ヤンセンと彼の同僚であるイギリス人のジョセフ ロッキャーが、日食以外のプロミネンスのスペクトルを初めて観測しました。分光器のスリットは、太陽の端を横切るように配置されています。近くにプロミネンスがある場合、その放射のスペクトルに気付くことができます。 プロミネンスまたは彩層のさまざまな部分にスリットを向けることで、それらを部分的に調べることができます。 プロミネンスのスペクトルは、彩層のスペクトルと同様に、主に水素、ヘリウム、カルシウムの明るい線で構成されています。 他の化学元素の輝線も存在しますが、それらははるかに弱いです。 目立った変化なしに長い間過ごしたいくつかのプロミネンスは、いわば突然爆発し、その物質は秒速数百キロメートルの速度で惑星間空間に放出されます。 彩層の外見も頻繁に変化しており、これは構成ガスが絶え間なく移動していることを示しています。 爆発に似た現象が、太陽の大気の非常に小さな領域で発生することがあります。 これらはいわゆる彩層フレアです。 それらは通常数十分続きます。 水素、ヘリウム、イオン化されたカルシウム、およびその他の元素のスペクトル線でフレアが発生している間、彩層の個々のセクションの光度は突然 10 倍に増加します。 紫外線と X 線放射は特に強く増加します。そのパワーは、フレア前のスペクトルのこの短波長領域における太陽放射の合計パワーよりも数倍高い場合があります。 黒点、トーチ、プロミネンス、彩層フレアはすべて太陽活動の現れです。 活動の増加に伴い、太陽上のこれらの形成の数はより多くなります。

太陽の大気

レイヤー名

層の上限の高さ、km

密度、kg / m 3

温度、K

光球

彩層

太陽半径の数十

太陽黒点 (太陽円盤上の暗い地層。その温度は光球の温度より ~ 1500 K 低いため) は、暗い楕円形 (スポットの影) で構成され、明るい繊維状の半影に囲まれています。 最小の黒点 (細孔) の直径は約 1000 km であり、観測された最大の黒点の直径は 100,000 km を超えています。 小さな斑点は多くの場合、2 日未満で存在し、10 ～ 20 日で発達し、最大で 100 日まで観察できます。

彩層スピキュール (孤立したガス柱) は、直径が ~1000 km、高さが ~8000 km、上昇と下降の速度が ~20 km/s、温度が ~15,000 K、寿命が数分です。

プロミネンス (コロナ内の比較的冷たい高密度の雲) は、長さが太陽の半径の 1/3 まで伸びています。 最も一般的なのは「穏やかな」プロミネンスで、寿命は最長 1 年、長さは ~20 万 km、厚さは ~10,000 km、高さは ~30,000 km です。 速度が 100 ～ 1000 km/s の高速噴火プロミネンスは、通常、フレア後に上向きに放出されます。

皆既日食の間、太陽の周りの空の明るさは、太陽の平均明るさの 1.6 10 -9 です。

地球から反射された光における皆既日食中の月の明るさは、太陽の平均明るさの 1.1 10 -10 です。

光球

光球 (光を放出する層) は、太陽の目に見える表面を形成します。 その厚さは、約 2/3 単位の光学的厚さに相当します。 絶対的には、光球は、さまざまな推定によると、100 から 400 km の厚さに達します。 太陽の光（可視）放射の大部分は光球から来ていますが、より深い層からの放射はもはや私たちには届きません。 光球の外縁に近づくにつれて、温度は 6600 K から 4400 K に低下します.光球全体の実効温度は 5778 K です.ステファン・ボルツマンの法則に従って計算できます.完全な黒体の温度は、体温の 4 乗に正比例します。 このような条件下の水素は、ほぼ完全に中性のままです。 光球は、太陽のサイズ、太陽からの距離などを決定する太陽の目に見える表面を形成します。光球内のガスは比較的希薄であるため、その回転速度は回転速度よりもはるかに遅くなります。 固体. 同時に、赤道と極地域のガスは不均一に移動します。赤道では24日で、極では30日で回転します。

彩層

彩層は、光球を取り囲む厚さ約2000kmの太陽の外殻です。 太陽大気のこの部分の名前の由来は、彩層の可視スペクトルでバルマー系列からの赤い H-アルファ水素輝線が優勢であるという事実によって引き起こされる、その赤みを帯びた色に関連しています。 彩層の上部境界には顕著な滑らかな表面がなく、スピキュールと呼ばれる熱い放出がそこから常に発生します。 同時に観察されるスピキュールの数は、平均で 60 ～ 70,000 です。 XIX後期世紀、イタリアの天文学者セッキは、望遠鏡を通して彩層を観察し、それを燃える草原と比較しました。 彩層の温度は、4,000 K から 20,000 K まで高度とともに上昇します (10,000 K を超える温度範囲は比較的小さい)。

彩層は密度が低いため、通常の状態で観測するには明るさが不足しています。 しかし、皆既日食の間、月が明るい光球を覆うとき、その上にある彩層が見えるようになり、赤く輝きます。 また、特殊な狭帯域光学フィルターを使用していつでも観察できます。 前述の波長 656.3 nm の H-α ラインに加えて、フィルターは Ca II K (393.4 nm) および Ca II H (396.8 nm) ラインにもチューニングできます。 これらの線で見える主な彩層構造は次のとおりです。

・太陽の全表面をカバーし、直径30,000kmまでの超顆粒細胞を取り囲む線からなる彩層グリッド。

凝集 - 明るい雲のような形成物で、ほとんどの場合、強い磁場のある領域に限定されています - 活動領域で、しばしば太陽黒点を取り囲んでいます。

繊維と繊維 (フィブリル) - さまざまな幅と長さの暗い線 (フロッキュリのような) が活動領域によく見られます。

クラウン

コロナは太陽の最後の外殻です。 コロナは主にプロミネンスとエネルギッシュな噴火で構成されており、数十万キロメートル、さらには100万キロメートル以上も宇宙に噴出し、太陽風を形成しています。 コロナの平均温度は 100 万から 200 万 K で、一部の地域では最高温度は 800 万から 2000 万 K です。このような高温にもかかわらず、肉眼で見えるのは皆既日食のときだけです。コロナは物質密度が低いため、明るさも小さい。 この層の異常に激しい加熱は、明らかに磁気リコネクションの効果と衝撃波の作用によって引き起こされます (コロナ加熱問題を参照)。 コロナの形状は、太陽活動サイクルのフェーズによって変化します。活動が最大になる時期は丸みを帯びた形状になり、最小では太陽の赤道に沿って伸びます。 コロナの温度は非常に高いため、紫外線やX線の範囲で強く放射します。 これらの放射線は通過しません 地球の大気、しかし最近、宇宙船の助けを借りてそれらを研究することが可能になりました。 コロナのさまざまな領域での放射線は不均一に発生します。 高温で活発な領域と静かな領域があり、600,000 K という比較的低温のコロナ ホールがあり、そこから磁力線が宇宙に出ています。 この (「開いた」) 磁気構成により、粒子は妨げられずに太陽を離れることができるため、太陽風は主にコロナ ホールから放出されます。

太陽コロナの可視スペクトルは、L、K、F 成分 (または、それぞれ L コロナ、K コロナ、F コロナ) と呼ばれる 3 つの異なる成分で構成されています。L 成分の別の名前は E-コロナ. K 成分はコロナの連続スペクトルです. その背景に対して, 発光 L 成分は、太陽の目に見える端から 9-10 の高さまで見えます. 約 3 の高さから始まります (太陽の角度直径が約 30 インチ以上の場合、フラウンホーファー スペクトルが見られ、光球のスペクトルと同じです。これは、太陽コロナの F 成分を構成します。高さ 20 インチでは、F 成分が支配的です。コロナのスペクトル.9-10 'の高さは、内側のコロナを外側から分離する境界として取られます.20 nm未満の波長を持つ太陽の放射は、完全にコロナから来ます.これは、たとえば、17.1 nm (171 Å)、19.3 nm (193 Å)、19.5 nm (195 Å) の波長での太陽の一般的な画像では、その要素を含む太陽コロナのみが表示され、彩層と光球は表示されません。ほとんどの場合、北側と南側の近くに存在する 2 つのコロナ ホール 太陽の極や、目に見える表面に一時的に現れる他の極は、実際には X 線をまったく放出しません。

晴れた風

太陽コロナの外側から、太陽風が流れ出します。これは、イオン化された粒子（主に陽子、電子、およびα粒子）の流れであり、密度が徐々に減少して太陽圏の境界まで伝播します。 太陽風は、低速太陽風と高速太陽風に分けられます。 低速の太陽風は、速度が約 400 km/s、温度が 1.4 ～ 1.6・10 6 K であり、コロナの組成と密接に対応しています。 高速太陽風は、速度が約 750 km/s、温度が 8・10 5 K で、光球の物質と組成が似ています。 遅い太陽風は、速い太陽風よりも密度が 2 倍あり、一定ではありません。 遅い太陽風は、乱流の領域を持つより複雑な構造を持っています。

平均して、太陽は毎秒約 1.3・10 36 個の粒子を風と共に放射します。 したがって、太陽による総質量損失 (このタイプの放射の場合) は、年間 2-3・10 -14 太陽質量です。 1億5000万年で失われる量は、地球の質量に相当します。 地球上の多くの自然現象は、地磁気嵐やオーロラなど、太陽風の擾乱に関連しています。

太陽風の特性の最初の直接測定は、1959 年 1 月にソビエトのステーション Luna-1 によって行われました。 観測はシンチレーションカウンターとガス電離検出器を用いて行った。 3年後、マリナー2ステーションを使用してアメリカの科学者によって同じ測定が行われました。 1990 年代後半、コロナ紫外線分光計 (Eng.紫外線 コロナル 分光計 ( UVCS) ）SOHO衛星に搭載され、太陽極での高速太陽風の発生領域の観測が行われました。