>태양은 무엇으로 이루어져 있습니까?

알아내다, 태양은 무엇으로 만들어졌나: 별의 구조와 구성에 대한 설명, 화학 원소 목록, 사진이 있는 층의 수와 특성, 도표.

지구에서 볼 때 태양은 매끄러운 불덩어리처럼 보이며 만화선 갈릴레오가 흑점을 발견하기 전에 많은 천문학자들은 그것이 불완전한 부분 없이 완벽한 형태라고 생각했습니다. 이제 우리는 그것을 압니다. 태양이 만들어졌다지구와 같은 여러 층에서 각각 고유의 기능을 수행합니다. 거대한 오븐과 같은 이 태양 구조는 지상 생활에 필요한 지구상의 모든 에너지를 공급합니다.

태양은 어떤 요소로 구성되어 있습니까?

별을 분리하여 구성 요소를 비교할 수 있다면 구성 성분이 수소 74%와 헬륨 24%라는 것을 이해할 수 있습니다. 또한 태양은 1%의 산소로 구성되어 있고 나머지 1%는 화학 원소크롬, 칼슘, 네온, 탄소, 마그네슘, 황, 규소, 니켈, 철과 같은 주기율표. 천문학자들은 헬륨보다 무거운 원소가 금속이라고 믿습니다.

태양의 이 모든 요소는 어떻게 생겨났습니까? 빅뱅은 수소와 헬륨을 생성했습니다. 우주 형성 초기에 첫 번째 원소인 수소가 소립자에서 나타났습니다. 높은 온도와 압력으로 인해 우주의 조건은 별의 핵과 같았습니다. 나중에 수소는 핵융합 반응이 일어나기 위해 우주에 높은 온도가 존재하는 한 헬륨으로 융합되었습니다. 현재 우주에 존재하는 수소와 헬륨의 기존 비율은 빅뱅 이후에 형성되었으며 변하지 않았습니다.

태양의 나머지 요소는 다른 별에서 생성됩니다. 수소가 헬륨으로 융합되는 일은 별의 핵에서 끊임없이 진행되고 있습니다. 코어에서 모든 산소를 생성한 후 리튬, 산소, 헬륨과 같은 더 무거운 원소의 핵융합으로 전환합니다. 태양에 있는 많은 중금속은 수명이 다한 다른 별에서도 형성되었습니다.

가장 무거운 원소인 금과 우라늄의 형성은 우리 태양의 몇 배 크기의 별이 폭발할 때 발생했습니다. 블랙홀이 형성되는 1초의 찰나의 시간에, 원소들이 고속으로 충돌하고 가장 무거운 원소가 형성되었습니다. 폭발은 이 원소들을 우주 전체에 흩뿌렸고 그곳에서 새로운 별을 형성하는 데 도움을 주었습니다.

우리 태양은 빅뱅에 의해 생성된 요소, 죽어가는 별의 요소, 새로운 별 폭발의 입자를 수집했습니다.

태양의 층은 무엇입니까?

언뜻보기에 태양은 헬륨과 수소의 공이지만 자세히 보면 다른 층으로 구성되어 있음을 알 수 있습니다. 코어쪽으로 이동할 때 수소와 헬륨은 다른 조건에서 다른 특성을 갖기 때문에 온도와 압력이 증가하여 층이 생성됩니다.

태양핵

코어에서 태양 구성의 외부 레이어까지 레이어를 통해 이동을 시작합시다. 태양의 내층인 코어는 온도와 압력이 매우 높아 핵융합의 흐름에 기여합니다. 태양은 수소로부터 헬륨 원자를 생성하며, 이 반응의 결과로 빛과 열이 형성되어 최대 도달합니다. 일반적으로 태양의 온도는 약 13,600,000켈빈이며 핵의 밀도는 물의 밀도보다 150배 더 ​​높다고 알려져 있습니다.

과학자들과 천문학자들은 태양의 핵이 태양 반지름 길이의 약 20%에 이른다고 믿고 있습니다. 그리고 핵 내부의 고온과 고압은 수소 원자를 양성자, 중성자, 전자로 분해하는 데 도움이 됩니다. 태양은 자유 부동 상태에도 불구하고 헬륨 원자로 변환합니다.

이러한 반응을 발열 반응이라고 합니다. 이 반응이 진행되는 동안 389 x 10 31 J에 해당하는 많은 양의 열이 방출됩니다. 초당.

태양의 복사 영역

이 영역은 코어의 경계(태양 반경의 20%)에서 시작하여 태양 반경의 최대 70%에 이르는 길이에 이릅니다. 이 구역 내부에는 태양 물질이 있으며 그 구성은 매우 조밀하고 뜨겁습니다. 따라서 열복사열을 잃지 않고 통과합니다.

태양 핵 내부에서 핵융합 반응이 일어납니다. 양성자 융합의 결과로 헬륨 원자가 생성됩니다. 이 반응의 결과 많은 양의 감마선이 발생합니다. 이 과정에서 에너지의 광자가 방출된 다음 복사 영역에서 흡수되고 다양한 입자에 의해 다시 방출됩니다.

광자의 궤적을 "랜덤 워크"라고 합니다. 태양 표면까지 직선 경로로 이동하는 대신 광자는 지그재그 패턴으로 이동합니다. 결과적으로 각 광자는 태양의 복사 영역을 극복하는 데 약 200,000년이 필요합니다. 한 입자에서 다른 입자로 이동할 때 광자는 에너지를 잃습니다. 지구에 있어서 이것은 좋은 일입니다. 왜냐하면 우리는 태양으로부터 오는 감마선만 받을 수 있기 때문입니다. 우주로 들어오는 광자는 지구로 이동하는 데 8분이 필요합니다.

많은 수의 별에는 복사 영역이 있으며 크기는 별의 규모에 직접적으로 의존합니다. 별이 작을수록 영역은 더 작아지고 대부분은 대류 영역이 차지합니다. 가장 작은 별에는 복사 영역이 없을 수 있으며 대류 영역은 코어까지의 거리에 도달합니다. 가장 큰 별의 경우 상황이 반전되고 복사 영역이 표면으로 확장됩니다.

대류대

대류 구역은 복사 구역 외부에 있으며, 여기서 태양의 내부 열은 뜨거운 가스 기둥을 통해 흐릅니다.

거의 모든 별에는 그러한 영역이 있습니다. 우리 태양에서는 태양 반경의 70%에서 표면(광구)까지 뻗어 있습니다. 별의 깊숙한 곳에 있는 가스는 중심부에 있는데 램프의 밀랍 거품처럼 가열되어 표면으로 올라갑니다. 별의 표면에 도달하면 열 손실이 발생하고 냉각되면 가스는 열 에너지를 재생하기 위해 중심으로 다시 가라앉습니다. 예를 들어, 끓는 물 냄비를 불 위에 가져올 수 있습니다.

태양의 표면은 느슨한 흙과 같습니다. 이러한 불규칙성은 태양 표면으로 열을 운반하는 뜨거운 가스 기둥입니다. 너비는 1000km에 이르고 소산 시간은 8-20분에 이릅니다.

천문학자들은 적색 왜성과 같이 질량이 작은 별들은 중심핵까지 확장되는 대류대만 가지고 있다고 믿습니다. 그들은 태양에 대해 말할 수없는 복사 영역이 없습니다.

광구

지구에서 볼 수 있는 태양의 유일한 층은 . 이 층 아래에서 태양은 불투명해지고 천문학자들은 별의 내부를 연구하기 위해 다른 방법을 사용합니다. 6000 켈빈만큼 높은 표면 온도는 지구에서 볼 수 있는 황백색으로 빛납니다.

태양의 대기는 광구 뒤에 있습니다. 일식 동안에 보이는 태양의 부분을 이라고 합니다.

다이어그램에서 태양의 구조

NASA는 교육 목적을 위해 특별히 개발한 태양의 구조와 구성을 도식적으로 표현하여 각 층의 온도를 나타냅니다.

• (가시광선, 적외선 및 자외선)은 가시광선, 적외선 및 자외선입니다. 가시광선은 우리가 태양에서 오는 빛입니다. 적외선은 우리가 느끼는 열입니다. 자외선은 우리에게 황갈색을 주는 방사선입니다. 태양은 이러한 방사선을 동시에 생성합니다.
• (광구 6000K) - 광구는 태양의 상층부, 표면입니다. 6000켈빈의 온도는 섭씨 5700도와 같습니다.
• 전파 방출 - 태양은 가시 광선, 적외선 및 자외선 외에도 천문학자들이 전파 망원경으로 감지한 전파 방출을 방출합니다. 흑점의 수에 따라 이 방출은 증가하고 감소합니다.
• 코로나 구멍 - 이것은 코로나가 낮은 플라즈마 밀도를 가지므로 더 어둡고 차가운 코로나를 만드는 태양의 장소입니다.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) - 태양의 복사 영역은 이 온도를 가지고 있습니다.
• 대류대 / 난류 대류(대류대 / 난류 대류당) - 이것은 태양에서 열에너지핵은 대류에 의해 전달됩니다. 플라즈마 기둥은 표면에 도달하여 열을 발산하고 다시 가열하기 위해 다시 아래로 돌진합니다.
• 코로나 루프 (트랜스 코로나 루프) - 자기선을 따라 움직이는 태양 대기의 플라즈마로 구성된 루프. 그들은 표면에서 수만 킬로미터에 걸쳐 뻗어있는 거대한 아치처럼 보입니다.
• Core (per. Core)는 고온과 고압을 사용하여 핵융합이 일어나는 태양 심장입니다. 모든 태양 에너지는 코어에서 나옵니다.
• 14,500,000K(14,500,000Kelvin당) - 태양 코어의 온도입니다.
• 복사 영역(trans. Radiation zone) - 복사를 사용하여 에너지가 전달되는 태양의 층. 광자는 200,000 이상의 방사선 영역을 넘어 우주 공간으로 이동합니다.
• 중성미자(트랜스 중성미자)는 핵융합 반응의 결과로 태양에서 방출되는 무시할 수 있는 질량 입자입니다. 수십만 개의 중성미자가 초당 인체를 통과하지만 우리에게 해를 끼치거나 느끼지 않습니다.
• Chromospheric Flare (트랜스 Chromospheric Flare) - 우리 별의 자기장은 비틀린 다음 갑자기 다양한 형태로 부서질 수 있습니다. 자기장이 끊어지면 강력한 X선 플레어가 나타나 태양 표면에서 방출됩니다.
• 자기장 루프 - 태양의 자기장은 광구 위에 있으며 뜨거운 플라즈마가 태양 대기의 자기선을 따라 이동할 때 볼 수 있습니다.
• Spot - 흑점 (trans. Sunspots) - 이것은 자기장이 태양 표면을 통과하고 온도가 더 낮은 태양 표면의 장소이며 종종 루프 형태입니다.
• 에너지 입자 (trans. 에너지 입자) - 그들은 태양 표면에서 와서 결과적으로 태양풍이 생성됩니다. 태양 폭풍에서 속도는 빛의 속도에 이릅니다.
• X선(트랜스 X선) - 인간의 눈에는 보이지 않는 광선으로, 태양의 플레어 동안 형성됩니다.
• 명점과 단수명 자기영역(트랜스 명점과 단명자성영역) - 온도차로 인해 태양표면에 밝고 어두운 반점이 나타난다.

광구 - 이것은 대부분의 광학 복사를 분출하는 별의 가시 표면입니다. 이 층의 두께는 100~400km이고 온도는 6600°K(내부)에서 4400°K(외부 가장자리)입니다. 태양의 크기는 광구에 의해 정확하게 결정됩니다. 이곳의 가스는 상대적으로 희박하며 지역에 따라 회전 속도가 다릅니다. 적도 지역에서는 24일에 1회전, 극지방에서는 30일에 한 바퀴 회전합니다.

이 껍질은 광구를 둘러싸고 있으며 두께는 약 2000km입니다. 채층의 상부 경계는 일정한 뜨거운 분출물 - 스피큘이 특징입니다. 태양의 이 부분은 개기일식 동안에만 볼 수 있습니다. 그런 다음 붉은 색조로 나타납니다.

마지막 껍질입니다. 그것은 융기의 존재와 에너지의 분출이 특징입니다. 그들은 수십만 킬로미터를 튀기며 태양풍을 생성합니다.

코로나의 온도는 태양 표면보다 훨씬 높은 1,000,000 ° K - 2,000,000 ° K이며 일부 장소에서는 8,000,000 ° K에서 29,000,000 ° K입니다. 그러나 코로나는 일식 중에만 볼 수 있습니다. 크라운이 모양을 변경합니다. 변경 사항은 주기에 따라 다릅니다. 최대값의 봉우리에서는 모양이 둥글고 최소값에서는 적도를 따라 늘어납니다.

맑은 바람

태양풍은 초당 약 400km의 속도로 태양에서 모든 방향으로 방출되는 이온화된 입자의 흐름입니다. 태양풍의 근원은 태양 코로나입니다. 태양의 코로나는 온도가 너무 높아 중력이 그 물질을 표면 근처에 두지 못하고 이 물질의 일부가 계속해서 행성간 공간으로 날아간다.

우리는 태양풍이 발생하는 일반적인 이유를 이해하지만 이 과정의 세부 사항 중 많은 부분이 여전히 명확하지 않습니다. 특히, 코로나 가스가 정확히 어디에서 그렇게 높은 속도로 가속되는지는 현재 완전히 알려져 있지 않습니다.

§ 43. 태양

태양은 핵융합 반응으로 우리가 살아가는 데 필요한 에너지를 제공하는 별입니다.

태양은 지구에서 가장 가까운 별입니다. 그것은 빛과 열을 제공하며, 이것이 없으면 지구상의 생명체는 불가능합니다. 지구에 떨어지는 태양 에너지의 일부는 대기에 의해 흡수되고 소멸됩니다. 그렇지 않은 경우 수직으로 떨어지는 태양 광선에서 지구 표면의 각 평방 미터가받는 복사 전력은 약 1.4kW / m2입니다. 이 값을 태양 상수. 지구에서 태양까지의 평균 거리와 태양 상수를 알면 태양의 총 복사 전력을 찾을 수 있습니다. 밝기그리고 약 4와 같다. 10 26화.

태양은 주로 수소(태양 질량의 70%)와 헬륨(28%)으로 구성된 거대한 뜨거운 공으로 축을 중심으로 회전합니다(지구의 25-30일 동안 회전). 태양의 지름은 지구의 109배입니다. 태양의 겉보기 표면 광구- 태양 대기의 가장 낮고 밀도가 높은 층, bó 방출하는 에너지의 대부분을 차지합니다. 광구의 두께는 약 300km이고 평균 온도는 6000K입니다. 어두운 반점은 종종 태양에서 볼 수 있습니다( 흑점), 며칠, 때로는 몇 달 동안 존재합니다(그림 43 ㅏ). 광구 위에 위치한 12-15,000km 두께의 태양 대기층을 채층. 태양 코로나태양 대기의 바깥층으로 지름의 몇 배까지 확장됩니다. 채층과 태양 코로나의 밝기는 매우 작아 개기일식 동안에만 볼 수 있다(그림 43). 비).

우리가 태양의 중심에 접근함에 따라 온도와 압력은 증가하고 그 부근은 약 15× 10 6 케이와 2.3 10 16 파, 각각. 이러한 높은 온도에서 태양 물질은 혈장- 원자핵과 전자로 이루어진 기체. 높은 온도와 압력 태양의 핵심태양 반경의 약 1/3 반경으로 (그림 43 안에) 핵 사이의 반응 조건을 만들어 핵이 형성되고 엄청난 에너지가 방출됩니다.

가벼운 원자핵이 무거운 원자핵으로 바뀌는 핵반응을 열핵(위도에서.테마 - 열), 왜냐하면 그들은 매우 높은 온도에서만 갈 수 있습니다. 열핵 반응의 에너지 수율은 같은 질량의 우라늄 핵분열보다 몇 배 더 클 수 있습니다. 태양의 에너지원은 핵에서 일어나는 열핵 반응입니다. 고압태양의 외층은 열핵 반응의 발생 조건을 만들 뿐만 아니라 핵이 폭발하지 않도록 합니다.

열핵 반응의 에너지는 감마선의 형태로 방출되며, 감마선은 태양의 핵을 떠나서 복사 영역, 두께가 태양 반지름의 약 1/3인 경우(그림 43 안에). 복사 영역에 위치한 물질은 핵에서 오는 감마선을 흡수하고 자체적으로 방출하지만 더 낮은 주파수에서 방출합니다. 따라서 방사선 양자가 내부에서 외부로 이동함에 따라 에너지와 주파수가 감소하고 감마 방사선은 점차적으로 자외선, 가시 광선 및 적외선으로 변환됩니다.

태양의 외피라고 한다. 대류대, 물질의 혼합이 발생하는 ( 전달), 에너지 전달은 물질 자체의 움직임에 의해 수행됩니다(그림 43 안에). 대류가 감소하면 온도가 1-2,000도 감소하고 흑점이 나타납니다. 동시에 흑점 근처에서 대류가 강화되고 더 뜨거운 물질이 태양 표면과 채층으로 이동합니다. 돌출부- 태양 반경의 1/2까지의 거리에서 물질의 방출. 스포팅이 동반되는 경우가 많습니다 태양 플레어- 채층의 밝은 빛, X선 및 빠르게 대전된 입자의 흐름. 이러한 모든 현상을 태양 활동, 더 자주 발생할수록 더 많은 흑점이 나타납니다. 태양의 흑점 수는 평균 11년 주기로 변합니다.

질문 검토:

· 뭐 태양 상수와 같으며 태양의 광도는 무엇입니까?

· 태양의 내부 구조는 무엇입니까?

· 왜 열핵 반응은 태양의 핵에서만 일어나는가?

· 태양 활동 현상을 나열하십시오.

쌀. 43. ( ㅏ)는 흑점이다. ( 비)는 일식 동안의 태양 코로나입니다. ( 안에)는 태양의 구조( 1 - 핵, 2 - 복사 영역, 3 대류 영역)입니다.

태양의 내부 구조

© 블라디미르 칼라노프
아는 것이 힘이다

태양에서 보이는 것은 무엇입니까?

육안으로 태양을 보는 것이 불가능하다는 것을 모두 알고 있으며, 빛을 약화시키는 특수하고 매우 어두운 필터나 기타 장치가 없는 망원경을 통해 태양을 보는 것은 더욱 불가능합니다. 이 금지 사항을 무시하면 관찰자는 심각한 눈 화상의 위험이 있습니다. 태양을 보는 가장 쉬운 방법은 태양의 이미지를 흰색 화면에 투영하는 것입니다. 작은 아마추어 망원경의 도움으로 태양 디스크의 확대 이미지를 얻을 수 있습니다. 이 이미지에서 무엇을 볼 수 있습니까? 우선 솔라 엣지의 날렵함이 시선을 끈다. 태양은 명확한 경계가없는 가스 공이며 밀도가 점차 감소합니다. 그렇다면 왜 우리는 그것이 날카롭게 정의되어 있다고 보는가? 사실 태양의 거의 모든 가시 광선은 광구라는 특별한 이름을 가진 매우 얇은 층에서 나옵니다. (그리스어 "빛의 구체"). 광구의 두께는 300km를 초과하지 않습니다. 관찰자에게 태양이 "표면"을 가지고 있다는 환상을 주는 것은 이 얇은 발광층입니다.

태양의 내부 구조

광구

태양의 대기는 태양 디스크의 보이는 가장자리보다 200-300km 더 깊게 시작됩니다. 대기의 가장 깊은 층을 광구라고 합니다. 그 두께가 태양 반경의 1/300을 넘지 않기 때문에 광구는 때때로 조건부로 태양 표면이라고 불립니다. 광구의 가스 밀도는 지구의 성층권과 거의 같으며 지구 표면보다 수백 배 작습니다. 광구의 온도는 300km 깊이의 8000K에서 최상층의 4000K로 감소합니다. 그 중간층의 온도, 우리가 지각하는 복사, 약 6000K. 이러한 조건에서 거의 모든 가스 분자는 개별 원자로 분해됩니다. 광구의 최상층에만 비교적 적은 수의 단순 분자와 H, OH, CH 유형의 라디칼이 보존되어 있습니다. 태양 대기의 특별한 역할은 육지에서 발견되지 않는 것입니다. 음이온, 이것은 두 개의 전자를 가진 양성자입니다. 이 특이한 화합물은 음전하를 띤 자유 전자가 쉽게 이온화될 수 있는 칼슘, 나트륨, 마그네슘, 철 및 기타 금속 원자에 의해 공급되는 중성 수소 원자에 "붙어" 있을 때 광구의 얇은 외부 "가장 차가운" 층에서 발생합니다. 생성될 때 음이온의 수소 이온은 대부분의 가시광선을 방출합니다. 이온은 같은 빛을 탐욕스럽게 흡수하기 때문에 대기의 불투명도는 깊이에 따라 빠르게 증가합니다. 따라서 태양의 보이는 가장자리는 우리에게 매우 날카롭게 보입니다.

고배율의 망원경으로 광구의 미세한 부분을 관찰할 수 있습니다. 모든 것이 작고 밝은 알갱이로 흩어져 있는 것처럼 보입니다. 알갱이는 좁은 어두운 경로의 네트워크로 분리되어 있습니다. 과립화는 상승하는 따뜻한 기체 흐름과 차가운 기체 흐름의 하강이 혼합된 결과입니다. 외층에서 그들 사이의 온도 차이는 상대적으로 작지만(200-300K), 대류 영역에서 더 깊고 혼합이 훨씬 더 강렬합니다. 태양 바깥층의 대류는 대기의 전체 구조를 결정하는 데 큰 역할을 합니다. 궁극적으로 태양 활동의 모든 다양한 징후의 원인은 태양 자기장과의 복잡한 상호 작용의 결과로 대류입니다. 자기장은 태양의 모든 과정에 관여합니다. 때때로 집중 자기장은 지구보다 수천 배 더 강한 태양 대기의 작은 영역에서 발생합니다. 이온화된 플라즈마는 좋은 전도체이며 강한 자기장의 자기 유도선을 가로질러 이동할 수 없습니다. 따라서 이러한 장소에서는 아래에서 뜨거운 가스의 혼합 및 상승이 억제되고 어두운 영역, 즉 흑점이 나타납니다. 눈부신 광구를 배경으로 완전히 검게 보이지만 실제로는 밝기가 10배 정도 약합니다. 시간이 지남에 따라 반점의 크기와 모양이 크게 바뀝니다. 거의 눈에 띄지 않는 점-구멍의 형태로 생겨난 그 반점은 점차 크기가 수만 킬로미터로 증가합니다. 큰 반점은 일반적으로 어두운 부분(코어)과 덜 어두운 부분(반감기)으로 구성되며, 그 구조는 반점 모양을 나타냅니다. 반점은 faculae 또는 토치 필드라고 하는 광구의 더 밝은 영역으로 둘러싸여 있습니다. 광구는 점차적으로 더 희박해진 태양 대기의 바깥층인 채층과 코로나로 이동합니다.

채층

광구 위에는 온도 범위가 6,000에서 20,000K인 불균일한 층인 채층(Chromosphere)이 있습니다. 채층(그리스어로 "색상 구")은 적자색으로 이름이 지어졌습니다. 그것은 개기 일식 동안 태양을 막 가린 달의 검은 원반 주위에 들쭉날쭉한 밝은 고리로 볼 수 있습니다. 채층은 매우 이질적이며 주로 가늘고 긴 혀(스피큘)로 구성되어 있어 마치 불타는 풀처럼 보입니다. 이 채층 제트의 온도는 광구보다 2~3배 높고 밀도는 수십만 배 낮습니다. 채층의 총 길이는 10-15,000km입니다. 채층의 온도 증가는 대류 영역에서 침투하는 파동과 자기장의 전파로 설명됩니다. 물질은 마치 거대한 전자레인지에 있는 것과 같은 방식으로 가열됩니다. 입자의 열 운동 속도가 증가하고 입자 간의 충돌이 더 자주 발생하며 원자는 외부 전자를 잃습니다. 물질은 뜨거운 이온화된 플라즈마가 됩니다. 이러한 동일한 물리적 프로세스가 지원하고 비정상적으로 높은 온도채층 위에 위치한 태양 대기의 가장 바깥쪽 층.

종종 일식 동안(일식을 기다리지 않고서도 특수 분광기의 도움으로) 기괴한 모양의 "분수", "구름", "깔때기", "덤불", "아치"를 관찰할 수 있습니다. 및 채층 물질로부터의 다른 밝게 빛나는 구조물. 그것들은 고정되어 있거나 천천히 변화하며 채층 안팎으로 흐르는 부드러운 곡선 제트로 둘러싸여 있으며 수만 킬로미터에서 수십만 킬로미터까지 상승합니다. 이것들은 태양 대기의 가장 장엄한 형성입니다. -. 수소 원자가 방출하는 적색 스펙트럼 선에서 관찰하면 태양 디스크의 배경에 대해 어둡고 길고 구부러진 필라멘트로 나타납니다. 돌출부는 채층과 거의 같은 밀도와 온도를 가지고 있습니다. 그러나 그것들은 그 위에 있으며 태양 대기의 더 높고 매우 희박한 상층으로 둘러싸여 있습니다. 돌출부는 그 물질이 태양의 활성 영역의 자기장에 의해 지지되기 때문에 채층으로 떨어지지 않습니다. 1868년 프랑스 천문학자 피에르 얀센(Pierre Jansen)과 그의 영국 동료 조제프 로키어(Joseph Lockyer)가 처음으로 일식 외부의 융기 스펙트럼을 관찰했습니다. 분광기 슬릿은 태양의 가장자리를 가로지르도록 배치되었으며, 그 근처에서 두드러지면 복사 스펙트럼을 알 수 있습니다. 돌출부 또는 채층의 다른 부분에서 슬릿을 가리키면 부분적으로 연구할 수 있습니다. 채층의 스펙트럼과 같은 돌출부의 스펙트럼은 주로 수소, 헬륨 및 칼슘과 같은 밝은 선으로 구성됩니다. 다른 화학 원소의 방출선도 존재하지만 훨씬 약합니다. 눈에 띄는 변화없이 오랜 시간을 보낸 일부 돌출부는 말 그대로 갑자기 폭발하고 그 물질은 초당 수백 킬로미터의 속도로 행성 간 공간으로 방출됩니다. 채층의 모양도 자주 바뀌는데, 이는 구성 가스의 지속적인 움직임을 나타냅니다. 때때로 폭발과 유사한 것이 태양 대기의 아주 작은 영역에서 발생합니다. 이들은 소위 채층 플레어입니다. 그들은 일반적으로 수십 분 동안 지속됩니다. 수소, 헬륨, 이온화된 칼슘 및 기타 요소의 스펙트럼 라인에서 플레어가 발생하는 동안 채층의 개별 부분의 광도는 갑자기 10배 증가합니다. 자외선과 X선 복사는 특히 강하게 증가합니다. 때로는 그 출력이 플레어 전 스펙트럼의 이 단파장 영역에서 태양 복사의 총 출력보다 몇 배 더 높습니다. 반점, 횃불, 돌출부, 채층 플레어는 모두 태양 활동의 징후입니다. 활동이 증가함에 따라 태양의 이러한 구조물의 수가 더 많아집니다.

태양의 분위기

레이어 이름	레이어의 상단 경계 높이, km	밀도, kg / m3	온도, K
광구
채층
	수십 개의 태양 반경

흑점 (태양 원반의 어두운 형성, 온도가 광구의 온도보다 ~ 1500K 낮다는 사실 때문에)은 어두운 타원형으로 구성되며 더 가벼운 섬유질 반암으로 둘러싸인 반점의 그림자입니다. 가장 작은 흑점(공극)의 지름은 ~1000km이고 관찰된 가장 큰 흑점의 지름은 100,000km를 초과했습니다. 작은 반점은 종종 2일 미만 동안 존재하고 10-20일 동안 발생하며 가장 큰 반점은 최대 100일까지 관찰될 수 있습니다.

채층 스피큘(격리된 가스 기둥)은 직경이 ~1000km, 높이가 최대 ~8000km, 상승 및 하강 속도가 ~20km/s, 온도가 ~15,000K이고 수명이 몇 분입니다.

돌출부(코로나의 상대적으로 차갑고 빽빽한 구름)는 길이가 태양 반경의 1/3까지 확장됩니다. 가장 흔한 것은 수명이 최대 1년, 길이가 ~200,000km, 두께가 ~10,000km, 높이가 ~30,000km인 "고요한" 돌기입니다. 100-1000km/s의 속도로 빠른 분출 돌출부는 일반적으로 플레어 후에 위쪽으로 분출됩니다.

개기 일식 동안 태양 주위의 하늘 밝기는 태양 평균 밝기의 1.6 10 -9입니다.

개기일식 동안 지구에서 반사된 빛의 달의 밝기는 태양 평균 밝기의 1.1 10 -10입니다.

광구

광구(빛을 방출하는 층)는 태양의 가시적 표면을 형성합니다. 그 두께는 약 2/3 단위의 광학적 두께에 해당합니다. 절대적으로 광구는 다양한 추정치에 따라 100~400km의 두께에 이릅니다. 태양의 광학(가시) 복사의 주요 부분은 광구에서 오는 반면 더 깊은 층의 복사는 더 이상 우리에게 도달하지 않습니다. 광구의 바깥쪽 가장자리에 접근함에 따라 온도는 6600K에서 4400K로 감소합니다.광구 전체의 유효 온도는 5778K입니다. 이것은 스테판-볼츠만 법칙에 따라 계산할 수 있으며, 이에 따라 복사 전력은 다음과 같습니다. 절대 흑체의 온도는 체온의 4승에 정비례합니다. 이러한 조건에서 수소는 거의 완전히 중성 상태를 유지합니다. 광구는 태양의 가시면을 형성하여 태양의 크기, 태양으로부터의 거리 등을 결정합니다. 광구의 가스는 상대적으로 희박하기 때문에 회전 속도는 회전 속도보다 훨씬 낮습니다. 고체. 동시에 적도와 극지방의 가스는 고르지 않게 움직입니다. 적도에서는 24일, 극지방에서는 30일 만에 회전합니다.

채층

채층은 광구를 둘러싸고 있는 약 2000km의 두께를 가진 태양의 외피입니다. 태양 대기의 이 부분의 이름의 유래는 발머 계열의 적색 H-알파 수소 방출선이 채층의 가시 스펙트럼에서 지배적이라는 사실에 기인한 붉은 색과 관련이 있습니다. 채층의 상부 경계에는 뚜렷한 매끄러운 표면이 없으며 스피큘이라고 불리는 뜨거운 방출이 끊임없이 발생합니다. 동시에 관찰되는 스피큘의 수는 평균 60-70,000입니다. 후기 XIX세기에 이탈리아의 천문학자 Secchi는 채층을 망원경으로 관찰하여 불타는 초원과 비교했습니다. 채층의 온도는 4,000K에서 20,000K로 높이에 따라 증가합니다(10,000K 이상의 온도 범위는 상대적으로 작음).

채층의 밀도가 낮아 정상적인 조건에서 관찰하기에는 밝기가 부족합니다. 그러나 개기일식 동안 달이 밝은 광구를 덮을 때 그 위에 있는 채층은 눈에 띄고 붉게 빛납니다. 또한 특수 협대역 광학 필터를 사용하여 언제든지 관찰할 수 있습니다. 이미 언급한 656.3 nm 파장의 H-알파 라인 외에도 필터를 Ca II K(393.4 nm) 및 Ca II H(396.8 nm) 라인으로 조정할 수도 있습니다. 이 선에서 볼 수 있는 주요 채층 구조는 다음과 같습니다.

· 태양의 전체 표면을 덮고 최대 30,000km에 걸쳐 초과립화 세포를 둘러싸는 선으로 구성된 채층 격자;

floccules - 강한 자기장이 있는 영역에 가장 자주 국한되는 가벼운 구름과 같은 형성 - 활성 영역, 종종 흑점을 둘러싸고 있음;

섬유 및 섬유(피브릴) - 덩어리와 같이 다양한 너비와 길이의 어두운 선이 활동 영역에서 종종 발견됩니다.

왕관

코로나는 태양의 마지막 외피입니다. 코로나는 주로 돌출부와 에너지 분출로 구성되어 있으며 수십만, 심지어 백만 킬로미터 이상을 우주로 분출하고 분출하여 태양풍을 형성합니다. 평균 코로나 온도는 100만~200만K이고 일부 지역의 최고 온도는 800만~2000만K이다. 이러한 높은 온도에도 불구하고 개기일식 동안에만 육안으로 볼 수 있다. 코로나의 물질 밀도가 낮기 때문에 밝기도 작습니다. 이 층의 비정상적으로 강렬한 가열은 분명히 자기 재결합의 효과와 충격파의 작용으로 인해 발생합니다(코로나 가열 문제 참조). 코로나의 모양은 태양 활동 주기의 위상에 따라 변합니다. 활동이 최대인 기간에는 둥근 모양을 하고 최소한 태양 적도를 따라 늘어납니다. 코로나의 온도는 매우 높기 때문에 자외선과 X선 영역에서 강렬하게 방사된다. 이 방사선은 통과하지 않습니다. 지구의 대기, 그러나 최근에는 우주선의 도움으로 그것들을 연구하는 것이 가능하게 되었습니다. 코로나의 다른 영역에서 방사선이 고르지 않게 발생합니다. 자기장 선이 우주로 나오는 상대적으로 낮은 온도 600,000K의 코로나 구멍뿐만 아니라 뜨겁고 활동적인 영역과 조용한 영역이 있습니다. 이 ("열린") 자기 구성은 입자가 방해받지 않고 태양을 떠날 수 있도록 하므로 태양풍은 주로 코로나 구멍에서 방출됩니다.

태양 코로나의 가시 스펙트럼은 L, K 및 F 성분(또는 각각 L-코로나, K-코로나 및 F-코로나, L-성분의 다른 이름은 E- 코로나. K 구성 요소는 코로나의 연속 스펙트럼입니다. 배경에 대해 방출 L 구성 요소는 태양의 보이는 가장자리에서 9-10 "높이까지 볼 수 있습니다. 높이 약 3"에서 시작합니다. 태양의 각지름은 약 30") 이상, 광구의 스펙트럼과 동일한 Fraunhofer 스펙트럼을 볼 수 있습니다. 태양 코로나의 F 구성 요소를 구성합니다. 20' 높이에서 F 구성 요소가 지배적입니다. 코로나의 스펙트럼입니다.9-10'의 높이는 내부 코로나와 외부 코로나를 분리하는 경계로 간주됩니다. 20 nm 미만의 파장을 가진 태양 복사는 전적으로 코로나에서 나옵니다. 즉, 예를 들어, 17.1 nm(171 Å), 19.3 nm(193 Å), 19.5 nm(195 Å)의 파장에서 태양의 일반적인 이미지에서 요소가 있는 태양 코로나만 볼 수 있으며 채층과 광구는 보이지 않습니다. 2개의 관상 구멍, 거의 항상 북쪽과 남쪽 근처에 존재 태양의 극과 가시 표면에 일시적으로 나타나는 다른 극은 실제로 X선을 전혀 방출하지 않습니다.

맑은 바람

태양 코로나의 바깥 부분에서 태양풍이 흘러 나옵니다. 이온화 된 입자 (주로 양성자, 전자 및 α- 입자)의 흐름은 밀도가 점차 감소하면서 태양권의 경계로 전파됩니다. 태양풍은 느린 태양풍과 빠른 태양풍의 두 가지 구성 요소로 나뉩니다. 느린 태양풍은 약 400km/s의 속도와 1.4–1.6·106K의 온도를 가지며 조성에서 코로나와 밀접하게 일치합니다. 빠른 태양풍의 속도는 약 750km/s, 온도는 8·10 5 K이며 광구의 물질과 구성이 유사합니다. 느린 태양풍은 빠른 태양풍보다 밀도가 두 배이고 일정하지 않습니다. 느린 태양풍은 난기류 영역이 있는 더 복잡한 구조를 가지고 있습니다.

평균적으로 태양은 바람과 함께 초당 약 1.3·10 36 입자를 방출합니다. 결과적으로, 태양에 의한 총 질량 손실(이 유형의 복사에 대해)은 연간 2-3·10 -14 태양 질량입니다. 1억 5천만 년 동안의 손실은 지구의 질량과 같습니다. 지구상의 많은 자연 현상은 지자기 폭풍과 오로라를 포함하여 태양풍의 교란과 관련이 있습니다.

태양풍의 특성에 대한 첫 번째 직접 측정은 1959년 1월 소련 정거장 Luna-1에서 수행되었습니다. 신틸레이션 카운터와 가스 이온화 검출기를 사용하여 관찰을 수행했습니다. 3년 후, 미국 과학자들은 Mariner-2 스테이션을 사용하여 동일한 측정을 수행했습니다. 1990년대 후반 코로나 자외선 분광계(Eng.자외선 화관 분광계 ( UVCS) ) SOHO 위성에 탑승하여 태양극에서 태양풍이 빠르게 발생하는 지역을 관찰하였다.