>De que é feito o Sol?

Descobrir, do que é feito o sol: uma descrição da estrutura e composição da estrela, uma lista de elementos químicos, o número e as características das camadas com uma foto, um diagrama.

Visto da Terra, o Sol parece uma bola de fogo lisa e, antes da descoberta das manchas solares pela nave cômica Galileo, muitos astrônomos pensavam que ele tinha uma forma perfeita, sem imperfeições. Agora sabemos que O sol é composto de várias camadas, como a Terra, cada uma das quais desempenha sua própria função. Essa estrutura do Sol, como um enorme forno, é o fornecedor de toda a energia da Terra necessária para a vida terrena.

De quais elementos o sol é composto?

Se você pudesse separar uma estrela e comparar os elementos constituintes, entenderia que a composição é de 74% de hidrogênio e 24% de hélio. Além disso, o Sol é composto por 1% de oxigênio e o 1% restante é elementos químicos tabelas periódicas como cromo, cálcio, néon, carbono, magnésio, enxofre, silício, níquel, ferro. Os astrônomos acreditam que um elemento mais pesado que o hélio é um metal.

Como surgiram todos esses elementos do Sol? O Big Bang produziu hidrogênio e hélio. No início da formação do Universo, o primeiro elemento, o hidrogênio, surgiu a partir de partículas elementares. Devido à alta temperatura e pressão, as condições no Universo eram como no núcleo de uma estrela. Mais tarde, o hidrogênio foi fundido em hélio, desde que houvesse uma alta temperatura no universo para que a reação de fusão ocorresse. As proporções existentes de hidrogênio e hélio, que estão no Universo agora, foram formadas após o Big Bang e não mudaram.

Os elementos restantes do Sol são criados em outras estrelas. A fusão de hidrogênio em hélio está acontecendo constantemente nos núcleos das estrelas. Depois de produzir todo o oxigênio no núcleo, eles mudam para a fusão nuclear de elementos mais pesados, como lítio, oxigênio, hélio. Muitos dos metais pesados ​​que estão no Sol também foram formados em outras estrelas no final de suas vidas.

A formação dos elementos mais pesados, ouro e urânio, ocorreu quando estrelas muitas vezes maiores do que o nosso Sol detonaram. Em uma fração de segundo da formação de um buraco negro, os elementos colidiram em alta velocidade e os elementos mais pesados ​​foram formados. A explosão espalhou esses elementos por todo o universo, onde ajudaram a formar novas estrelas.

Nosso Sol coletou elementos criados pelo Big Bang, elementos de estrelas moribundas e partículas de novas detonações de estrelas.

Quais são as camadas do Sol?

À primeira vista, o Sol é apenas uma bola de hélio e hidrogênio, mas um olhar mais atento revela que é composto de diferentes camadas. Ao se mover em direção ao núcleo, a temperatura e a pressão aumentam, resultando na criação de camadas, pois o hidrogênio e o hélio têm características diferentes em condições diferentes.

núcleo solar

Vamos começar nosso movimento pelas camadas do núcleo para a camada externa da composição do Sol. Na camada interna do Sol - o núcleo, a temperatura e a pressão são muito altas, contribuindo para o fluxo da fusão nuclear. O sol cria átomos de hélio a partir do hidrogênio, como resultado dessa reação, formam-se luz e calor, que atingem até. É geralmente aceito que a temperatura do Sol é de cerca de 13.600.000 graus Kelvin, e a densidade do núcleo é 150 vezes maior que a densidade da água.

Cientistas e astrônomos acreditam que o núcleo do Sol atinge cerca de 20% do comprimento do raio solar. E dentro do núcleo, alta temperatura e pressão ajudam a quebrar os átomos de hidrogênio em prótons, nêutrons e elétrons. O sol os converte em átomos de hélio, apesar de seu estado de flutuação livre.

Tal reação é chamada exotérmica. Durante o curso desta reação, uma grande quantidade de calor é liberada, igual a 389 x 10 31 J. por segundo.

Zona de radiação do Sol

Essa zona se origina no limite do núcleo (20% do raio solar) e atinge um comprimento de até 70% do raio solar. Dentro desta zona está a matéria solar, que em sua composição é bastante densa e quente, portanto radiação térmica passa por ele sem perder calor.

Dentro do núcleo solar ocorre uma reação de fusão nuclear - a criação de átomos de hélio como resultado da fusão de prótons. Como resultado dessa reação, ocorre uma grande quantidade de radiação gama. Nesse processo, fótons de energia são emitidos, absorvidos na zona de radiação e reemitidos por várias partículas.

A trajetória de um fóton é chamada de "passeio aleatório". Em vez de se mover em linha reta até a superfície do Sol, o fóton se move em zigue-zague. Como resultado, cada fóton precisa de aproximadamente 200.000 anos para superar a zona de radiação do Sol. Ao passar de uma partícula para outra partícula, o fóton perde energia. Para a Terra, isso é bom, porque só poderíamos receber a radiação gama vinda do Sol. Um fóton que entra no espaço precisa de 8 minutos para viajar até a Terra.

Um grande número de estrelas possui zonas de radiação e seu tamanho depende diretamente da escala da estrela. Quanto menor a estrela, menores serão as zonas, a maioria das quais será ocupada pela zona convectiva. As estrelas menores podem não ter zonas de radiação, e a zona convectiva atingirá a distância até o núcleo. Para as estrelas maiores, a situação é inversa, a zona de radiação se estende até a superfície.

zona convectiva

A zona convectiva está fora da zona radiativa, onde o calor interno do Sol flui através de colunas de gás quente.

Quase todas as estrelas têm essa zona. No nosso Sol, estende-se de 70% do raio do Sol até a superfície (fotosfera). O gás nas profundezas da estrela, bem no centro, esquenta e sobe à superfície, como bolhas de cera em uma lâmpada. Ao atingir a superfície da estrela, há uma perda de calor; ao resfriar, o gás volta para o centro, para renovação da energia térmica. Por exemplo, você pode levar uma panela com água fervente ao fogo.

A superfície do Sol é como solo solto. Essas irregularidades são as colunas de gás quente que transportam calor para a superfície do Sol. Sua largura chega a 1000 km e o tempo de dissipação chega a 8 a 20 minutos.

Os astrônomos acreditam que as estrelas de baixa massa, como as anãs vermelhas, possuem apenas uma zona convectiva que se estende até o núcleo. Eles não possuem uma zona de radiação, o que não pode ser dito sobre o Sol.

Fotosfera

A única camada do Sol visível da Terra é . Abaixo dessa camada, o Sol se torna opaco e os astrônomos usam outros métodos para estudar o interior de nossa estrela. Temperaturas de superfície tão altas quanto 6000 Kelvin brilham amarelo-branco visíveis da Terra.

A atmosfera do Sol está localizada atrás da fotosfera. Essa parte do Sol que é visível durante um eclipse solar é chamada.

A estrutura do Sol no diagrama

A NASA desenvolveu especialmente para fins educacionais uma representação esquemática da estrutura e composição do Sol, indicando a temperatura de cada camada:

• (Visível, IR e radiação UV) é a radiação visível, a radiação infravermelha e a radiação ultravioleta. A radiação visível é a luz que vemos vindo do sol. A radiação infravermelha é o calor que sentimos. A radiação ultravioleta é a radiação que nos dá um bronzeado. O sol produz essas radiações simultaneamente.
• (Fotosfera 6000 K) - A fotosfera é a camada superior do Sol, sua superfície. Uma temperatura de 6000 Kelvin é igual a 5700 graus Celsius.
• Emissões de rádio - Além da radiação visível, radiação infravermelha e radiação ultravioleta, o Sol emite emissões de rádio, que os astrônomos detectaram com um radiotelescópio. Dependendo do número de manchas solares, esta emissão aumenta e diminui.
• Buraco Coronal - São lugares no Sol onde a coroa tem baixa densidade de plasma, resultando em uma coroa mais escura e fria.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) - A zona de radiação do Sol tem esta temperatura.
• Zona convectiva / Convecção turbulenta (per. Zona convectiva / Convecção turbulenta) - São lugares no Sol onde energia térmica o núcleo é transferido por convecção. As colunas de plasma atingem a superfície, liberam seu calor e descem novamente para aquecer novamente.
• Loops coronais (trans. Loops coronais) - loops que consistem em plasma na atmosfera do Sol, movendo-se ao longo de linhas magnéticas. Eles se parecem com enormes arcos que se estendem da superfície por dezenas de milhares de quilômetros.
• Núcleo (per. Núcleo) é o coração solar, no qual ocorre a fusão nuclear, usando alta temperatura e pressão. Toda a energia solar vem do núcleo.
• 14.500.000 K (per. 14.500.000 Kelvin) - A temperatura do núcleo solar.
• Zona Radiativa (trans. Zona de radiação) - A camada do Sol onde a energia é transferida usando radiação. O fóton supera a zona de radiação além de 200.000 e vai para o espaço sideral.
• Neutrinos (trans. Neutrino) são partículas de massa insignificante que emanam do Sol como resultado de uma reação de fusão nuclear. Centenas de milhares de neutrinos passam pelo corpo humano a cada segundo, mas não nos trazem nenhum mal, não os sentimos.
• Chromospheric Flare (trad. Chromospheric Flare) - O campo magnético de nossa estrela pode torcer e, em seguida, quebrar abruptamente em várias formas. Como resultado de quebras nos campos magnéticos, poderosas explosões de raios-X aparecem, emanando da superfície do Sol.
• Loop de campo magnético - O campo magnético do Sol está acima da fotosfera e é visível quando o plasma quente se move ao longo das linhas magnéticas na atmosfera do Sol.
• Spot - Uma mancha solar (trans. Sunspots) - Estes são lugares na superfície do Sol onde os campos magnéticos passam pela superfície do Sol e a temperatura é mais baixa, muitas vezes em um loop.
• Partículas energéticas (trans. Partículas energéticas) - Elas vêm da superfície do Sol, como resultado, o vento solar é criado. Nas tempestades solares, sua velocidade atinge a velocidade da luz.
• Raios-X (trans. Raios-X) - raios invisíveis ao olho humano, formados durante as explosões do Sol.
• Pontos brilhantes e regiões magnéticas de curta duração (trans. Pontos brilhantes e regiões magnéticas de curta duração) - Devido a diferenças de temperatura, pontos brilhantes e escuros aparecem na superfície do Sol.

Fotosfera - Esta é a superfície visível de uma estrela, expelindo a maior parte da radiação óptica. A espessura dessa camada é de 100 a 400 km, e a temperatura é de 6600°K (no interior) a 4400°K (na borda externa). As dimensões do Sol são determinadas precisamente pela fotosfera. O gás aqui é relativamente rarefeito e sua velocidade de rotação é diferente dependendo da área. Na região equatorial, uma revolução ocorre em 24 dias, e na região dos pólos em 30 dias.

Essa concha envolve a fotosfera e sua espessura é de cerca de 2.000 km. O limite superior da cromosfera é caracterizado por ejeção quente constante - espículas. Esta parte do Sol só pode ser vista durante um eclipse solar total. Em seguida, ele aparece em tons de vermelho.

Esta é a última casca. Caracteriza-se pela presença de proeminências e erupções de energia. Espalham-se por centenas de milhares de quilômetros, gerando um vento solar.

A temperatura da coroa é muito mais alta que a superfície do Sol - 1.000.000 ° K - 2.000.000 ° K, e em alguns lugares de 8.000.000 ° K a 29.000.000 ° K. Mas você só pode ver a coroa durante um eclipse solar. A coroa muda de forma. As mudanças dependem do ciclo. Nos picos do máximo, sua forma é arredondada e nos valores mínimos é alongada ao longo do equador.

vento ensolarado

O vento solar é um fluxo de partículas ionizadas ejetadas do Sol em todas as direções a uma velocidade de cerca de 400 km por segundo. A fonte do vento solar é a coroa solar. A temperatura da coroa do Sol é tão alta que a força gravitacional não consegue manter sua matéria próxima à superfície, e parte dessa matéria voa continuamente para o espaço interplanetário.

Embora entendamos as razões gerais pelas quais o vento solar ocorre, muitos dos detalhes desse processo ainda não estão claros. Em particular, no momento não se sabe completamente onde exatamente o gás coronal é acelerado a velocidades tão altas.

§ 43. sol

O sol é uma estrela cuja reação de fusão nuclear nos fornece a energia de que precisamos para viver.

O Sol é a estrela mais próxima da Terra. Dá luz e calor, sem os quais a vida na Terra seria impossível. Parte da energia solar que incide sobre a Terra é absorvida e dissipada pela atmosfera. Se não fosse esse o caso, a potência de radiação recebida por cada metro quadrado da superfície da Terra dos raios solares caindo verticalmente seria de cerca de 1,4 kW / m 2. Este valor é chamado constante solar. Conhecendo a distância média da Terra ao Sol e a constante solar, você pode encontrar a potência total de radiação do Sol, chamada de luminosidade e igual a cerca de 4. 10 26 Ter.

O Sol é uma enorme bola quente, consistindo principalmente de hidrogênio (70% da massa do Sol) e hélio (28%), girando em torno de seu eixo (giro por 25-30 dias terrestres). O diâmetro do Sol é 109 vezes o da Terra. A superfície aparente do sol fotosfera- a camada mais baixa e densa da atmosfera do Sol, da qual bó a maior parte da energia que emite. A espessura da fotosfera é de cerca de 300 km e a temperatura média é de 6.000 K. Manchas escuras são frequentemente visíveis no Sol ( manchas solares), existindo por vários dias e, às vezes, meses (Fig. 43 uma). A camada da atmosfera do Sol com espessura de 12 a 15 mil km, localizada acima da fotosfera, é chamada cromosfera. coroa solar A camada externa da atmosfera do Sol, estendendo-se a distâncias de vários de seus diâmetros. O brilho da cromosfera e da coroa solar é muito pequeno e só podem ser vistos durante um eclipse solar total (Fig. 43 b).

À medida que nos aproximamos do centro do Sol, a temperatura e a pressão aumentam e perto dele são cerca de 15× 10 6 K e 2.3 10 16 Pai, respectivamente. A uma temperatura tão elevada, a matéria solar torna-se plasma- um gás que consiste em núcleos atômicos e elétrons. A alta temperatura e pressão em núcleo do sol com um raio de cerca de 1/3 do raio do Sol (Fig. 43 dentro) criam condições para reações entre núcleos, como resultado da formação de núcleos e liberação de uma enorme energia.

As reações nucleares nas quais núcleos mais leves são convertidos em núcleos mais pesados ​​são chamadas de termonuclear(do lat. termal - calor), porque eles só podem ir em temperaturas muito altas. O rendimento energético de uma reação termonuclear pode ser várias vezes maior do que na fissão da mesma massa de urânio. A fonte de energia do Sol são as reações termonucleares que ocorrem em seu núcleo. Alta pressão As camadas externas do Sol não apenas criam as condições para a ocorrência de uma reação termonuclear, como também impedem que seu núcleo exploda.

A energia de uma reação termonuclear é liberada na forma de radiação gama, que, saindo do núcleo do Sol, entra em uma camada esférica chamada zona radiante, com uma espessura de cerca de 1/3 do raio do Sol (Fig. 43 dentro). A substância localizada na zona radiante absorve a radiação gama vinda do núcleo e emite a sua própria, mas com uma frequência menor. Portanto, à medida que os quanta de radiação se movem de dentro para fora, sua energia e frequência diminuem, e a radiação gama é gradualmente convertida em ultravioleta, visível e infravermelho.

A camada externa do sol é chamada zona convectiva, em que ocorre a mistura da substância ( convecção), e a transferência de energia é realizada pelo movimento da própria substância (Fig. 43 dentro). Uma diminuição na convecção leva a uma diminuição da temperatura em 1-2 mil graus e ao aparecimento de uma mancha solar. Ao mesmo tempo, a convecção se intensifica perto da mancha solar e a matéria mais quente é trazida para a superfície do Sol e na cromosfera, destaques– emissões de matéria a distâncias até ½ do raio do Sol. Spotting é frequentemente acompanhado erupções solares- o brilho intenso da cromosfera, os raios X e o fluxo de partículas carregadas rapidamente. Foi estabelecido que todos esses fenômenos, chamados atividade solar, ocorrem com mais frequência, mais manchas solares. O número de manchas solares no Sol varia em média com um período de 11 anos.

Perguntas de revisão:

· o que igual à constante solar, e o que é chamado de luminosidade do Sol?

· Qual é a estrutura interna do Sol?

· Por que a reação termonuclear ocorre apenas no núcleo do Sol?

· Listar os fenômenos da atividade solar?

Arroz. 43. ( uma) são manchas solares; ( b) é a coroa solar durante um eclipse solar; ( dentro) é a estrutura do Sol ( 1 - núcleo, 2 - zona radiante, 3 é a zona convectiva).

A estrutura interna do Sol

© Vladimir Kalanov
Conhecimento é poder

O que é visível no Sol?

Todos sabem com certeza que é impossível olhar para o Sol a olho nu, e ainda mais através de um telescópio sem filtros especiais muito escuros ou outros dispositivos que enfraquecem a luz. Negligenciar esta proibição, o observador corre o risco de queimaduras graves nos olhos. A maneira mais fácil de ver o Sol é projetar sua imagem em uma tela branca. Mesmo com a ajuda de um pequeno telescópio amador, você pode obter uma imagem ampliada do disco solar. O que se vê nesta imagem? Em primeiro lugar, a nitidez da borda solar chama a atenção. O sol é uma bola de gás que não tem um limite claro, sua densidade diminui gradualmente. Por que, então, o vemos nitidamente definido? O fato é que quase toda a radiação visível do Sol vem de uma camada muito fina, que tem um nome especial - a fotosfera. (grego "esfera de luz"). A espessura da fotosfera não excede 300 km. É esta fina camada luminosa que dá ao observador a ilusão de que o Sol tem uma “superfície”.

A estrutura interna do Sol

Fotosfera

A atmosfera do Sol começa 200-300 km mais fundo do que a borda visível do disco solar. Essas camadas mais profundas da atmosfera são chamadas de fotosfera. Como sua espessura não é superior a três milésimos do raio solar, a fotosfera às vezes é chamada condicionalmente de superfície do Sol. A densidade dos gases na fotosfera é aproximadamente a mesma da estratosfera da Terra e centenas de vezes menor do que na superfície da Terra. A temperatura da fotosfera diminui de 8000 K a uma profundidade de 300 km para 4000 K nas camadas superiores. A temperatura dessa camada intermediária, cuja radiação percebemos, cerca de 6000 K. Sob tais condições, quase todas as moléculas de gás se dividem em átomos individuais. Somente nas camadas superiores da fotosfera são preservadas relativamente poucas moléculas simples e radicais do tipo H, OH, CH. Um papel especial na atmosfera solar é desempenhado por não encontrado na natureza terrestre íon hidrogênio negativo, que é um próton com dois elétrons. Este composto incomum ocorre na fina camada externa "mais fria" da fotosfera quando elétrons livres carregados negativamente "grudam" em átomos neutros de hidrogênio, que são fornecidos por átomos facilmente ionizáveis ​​de cálcio, sódio, magnésio, ferro e outros metais. Quando produzidos, os íons negativos de hidrogênio emitem a maior parte da luz visível. Os íons absorvem avidamente a mesma luz, e é por isso que a opacidade da atmosfera cresce rapidamente com a profundidade. Portanto, a borda visível do Sol nos parece muito nítida.

Em um telescópio de alta ampliação, você pode observar os detalhes finos da fotosfera: tudo parece estar repleto de pequenos grãos brilhantes - grânulos, separados por uma rede de caminhos estreitos e escuros. A granulação é o resultado da mistura de fluxos ascendentes de gases mais quentes e descendentes mais frios. A diferença de temperatura entre eles nas camadas externas é relativamente pequena (200-300 K), mas mais profunda, na zona convectiva, é maior, e a mistura é muito mais intensa. A convecção nas camadas externas do Sol desempenha um papel enorme na determinação da estrutura geral da atmosfera. Em última análise, é a convecção, como resultado de uma complexa interação com os campos magnéticos solares, que é a causa de todas as diversas manifestações da atividade solar. Os campos magnéticos estão envolvidos em todos os processos no Sol. De tempos em tempos, campos magnéticos concentrados surgem em uma pequena região da atmosfera solar, vários milhares de vezes mais forte do que na Terra. O plasma ionizado é um bom condutor, não pode se mover através das linhas de indução magnética de um forte campo magnético. Portanto, nesses locais, a mistura e a ascensão de gases quentes por baixo são inibidas e uma área escura aparece - uma mancha solar. Contra o pano de fundo da deslumbrante fotosfera, parece completamente preto, embora na realidade seu brilho seja apenas dez vezes mais fraco. Com o tempo, o tamanho e a forma das manchas mudam muito. Tendo surgido na forma de um ponto quase imperceptível - um poro, o local aumenta gradualmente seu tamanho para várias dezenas de milhares de quilômetros. Grandes manchas, via de regra, consistem em uma parte escura (núcleo) e uma parte menos escura - penumbra, cuja estrutura dá à mancha a aparência de um vórtice. As manchas são cercadas por áreas mais brilhantes da fotosfera, chamadas faculae ou campos de tochas. A fotosfera passa gradualmente para camadas externas mais rarefeitas da atmosfera solar - a cromosfera e a coroa.

Cromosfera

Acima da fotosfera está a cromosfera, uma camada não homogênea cuja temperatura varia de 6.000 a 20.000 K. A cromosfera (grego para "esfera colorida") é assim chamada por sua cor violeta-avermelhada. É visível durante os eclipses solares totais como um anel irregular e brilhante em torno do disco negro da Lua, que acabou de eclipsar o Sol. A cromosfera é muito heterogênea e consiste principalmente de línguas alongadas alongadas (espículas), dando-lhe a aparência de grama queimando. A temperatura desses jatos cromosféricos é duas a três vezes maior do que na fotosfera, e a densidade é centenas de milhares de vezes menor. O comprimento total da cromosfera é de 10 a 15 mil quilômetros. O aumento da temperatura na cromosfera é explicado pela propagação de ondas e campos magnéticos que penetram nela a partir da zona convectiva. A substância aquece da mesma forma como se estivesse em um forno de micro-ondas gigante. As velocidades dos movimentos térmicos das partículas aumentam, as colisões entre elas tornam-se mais frequentes e os átomos perdem seus elétrons externos: a matéria se torna um plasma ionizado quente. Esses mesmos processos físicos suportam e extraordinariamente Temperatura alta as camadas mais externas da atmosfera solar, localizadas acima da cromosfera.

Freqüentemente, durante os eclipses (e com a ajuda de instrumentos espectrais especiais - mesmo sem esperar pelos eclipses) sobre a superfície do Sol, pode-se observar "fontes", "nuvens", "funil", "arbustos", "arcos" de formas bizarras e outras formações brilhantemente luminosas das substâncias cromosféricas. Eles são estacionários ou mudam lentamente, cercados por jatos curvos suaves que fluem para dentro ou para fora da cromosfera, subindo dezenas e centenas de milhares de quilômetros. Estas são as formações mais grandiosas da atmosfera solar -. Quando observados na linha espectral vermelha emitida pelos átomos de hidrogênio, eles aparecem no fundo do disco solar como filamentos escuros, longos e curvos. As proeminências têm aproximadamente a mesma densidade e temperatura que a cromosfera. Mas eles estão acima dele e são cercados por camadas superiores altamente rarefeitas da atmosfera solar. As proeminências não caem na cromosfera porque sua substância é sustentada pelos campos magnéticos das regiões ativas do Sol. Pela primeira vez, o espectro de uma proeminência fora de um eclipse foi observado pelo astrônomo francês Pierre Jansen e seu colega inglês Joseph Lockyer em 1868. A fenda do espectroscópio é posicionada de modo a cruzar a borda do Sol e, se houver uma proeminência perto dele, então você pode notar o espectro de sua radiação. Apontando a fenda para diferentes partes da proeminência ou cromosfera, pode-se estudá-las em partes. O espectro de proeminências, como o da cromosfera, consiste em linhas brilhantes, principalmente hidrogênio, hélio e cálcio. As linhas de emissão de outros elementos químicos também estão presentes, mas são muito mais fracas. Algumas proeminências, tendo passado muito tempo sem mudanças perceptíveis, explodem repentinamente, por assim dizer, e sua substância é ejetada no espaço interplanetário a uma velocidade de centenas de quilômetros por segundo. A aparência da cromosfera também muda com frequência, o que indica o movimento contínuo de seus gases constituintes. Às vezes, algo semelhante a explosões ocorre em regiões muito pequenas da atmosfera do Sol. Estas são as chamadas erupções cromosféricas. Eles geralmente duram várias dezenas de minutos. Durante explosões nas linhas espectrais de hidrogênio, hélio, cálcio ionizado e alguns outros elementos, a luminosidade de uma seção individual da cromosfera repentinamente aumenta dez vezes. A radiação ultravioleta e de raios-X aumenta especialmente fortemente: às vezes seu poder é várias vezes maior que o poder total da radiação do Sol nesta região de comprimento de onda curto do espectro antes do surto. Manchas, tochas, proeminências, erupções cromosféricas são todas manifestações da atividade solar. Com o aumento da atividade, o número dessas formações no Sol se torna maior.

Atmosfera do Sol

Nome da camada	Altura do limite superior da camada, km	Densidade, kg/m 3	Temperatura, K
Fotosfera
Cromosfera
	Várias dezenas de raios solares

As manchas solares (formações escuras no disco solar, devido ao fato de sua temperatura ser ~ 1500 K menor que a temperatura da fotosfera) consistem em uma oval escura - a sombra de uma mancha, cercada por uma penumbra fibrosa mais clara. As menores manchas solares (poros) têm diâmetros de aproximadamente 1.000 km, e os diâmetros das maiores manchas solares observadas ultrapassam 100.000 km. Pequenas manchas geralmente existem por menos de 2 dias, desenvolvidas em 10 a 20 dias, as maiores podem ser observadas em até 100 dias.

As espículas cromosféricas (colunas de gás isoladas) têm um diâmetro de ~1000 km, uma altura de até ~8000 km, uma velocidade de subida e descida de ~20 km/s, uma temperatura de ~15.000 K e uma vida útil de vários minutos.

Proeminências (nuvens densas relativamente frias na coroa) estendem-se em comprimento até 1/3 do raio do Sol. As mais comuns são protuberâncias "calmas" com vida útil de até 1 ano, comprimento de ~200 mil km, espessura de ~10 mil km e altura de ~30 mil km. Com velocidades de 100-1000 km/s, proeminências eruptivas rápidas são geralmente ejetadas para cima após explosões.

Durante um eclipse solar total, o brilho do céu ao redor do Sol é 1,6 10 -9 do brilho médio do Sol.

O brilho da Lua durante um eclipse solar total na luz refletida da Terra é 1,1 10 -10 do brilho médio do Sol.

Fotosfera

A fotosfera (a camada que emite luz) forma a superfície visível do Sol. A sua espessura corresponde a uma espessura óptica de aproximadamente 2/3 unidades. Em termos absolutos, a fotosfera atinge uma espessura, segundo várias estimativas, de 100 a 400 km. A maior parte da radiação óptica (visível) do Sol vem da fotosfera, enquanto a radiação das camadas mais profundas não chega mais até nós. A temperatura diminui de 6600 K para 4400 K à medida que se aproxima da borda externa da fotosfera. A temperatura efetiva da fotosfera como um todo é de 5778 K. Pode ser calculada de acordo com a lei de Stefan-Boltzmann, segundo a qual a potência de radiação de um corpo absolutamente preto é diretamente proporcional à quarta potência da temperatura do corpo. O hidrogênio nessas condições permanece quase completamente em estado neutro. A fotosfera forma a superfície visível do Sol, que determina o tamanho do Sol, a distância do Sol, etc. Como o gás na fotosfera é relativamente rarefeito, sua velocidade de rotação é muito menor que a velocidade de rotação sólidos. Ao mesmo tempo, o gás nas regiões equatorial e polar se move de forma desigual - no equador faz uma revolução em 24 dias, nos pólos - em 30 dias.

Cromosfera

A cromosfera é a camada externa do Sol com uma espessura de cerca de 2.000 km, envolvendo a fotosfera. A origem do nome desta parte da atmosfera solar está associada à sua cor avermelhada, causada pelo fato de a linha vermelha de emissão de hidrogênio H-alfa da série Balmer dominar no espectro visível da cromosfera. O limite superior da cromosfera não possui uma superfície lisa pronunciada; ejeções quentes, chamadas espículas, ocorrem constantemente a partir dele. O número de espículas observadas simultaneamente é em média de 60 a 70 mil. Por isso, em final do século XIX século, o astrônomo italiano Secchi, observando a cromosfera através de um telescópio, comparou-a com pradarias ardentes. A temperatura da cromosfera aumenta com a altura de 4.000 a 20.000 K (a faixa de temperatura acima de 10.000 K é relativamente pequena).

A densidade da cromosfera é baixa, então o brilho é insuficiente para observação em condições normais. Mas durante um eclipse solar total, quando a Lua cobre a fotosfera brilhante, a cromosfera localizada acima dela se torna visível e brilha em vermelho. Também pode ser observado a qualquer momento usando filtros ópticos especiais de banda estreita. Além da já mencionada linha H-alfa com comprimento de onda de 656,3 nm, o filtro também pode ser sintonizado nas linhas Ca II K (393,4 nm) e Ca II H (396,8 nm). As principais estruturas cromosféricas visíveis nestas linhas são:

· uma grade cromosférica que cobre toda a superfície do Sol e consiste em linhas que circundam células de supergranulação de até 30.000 km de diâmetro;

flóculos - formações leves semelhantes a nuvens, na maioria das vezes confinadas a áreas com fortes campos magnéticos - áreas ativas, geralmente ao redor de manchas solares;

fibras e fibras (fibrilas) - linhas escuras de várias larguras e comprimentos, como flóculos, são frequentemente encontradas em áreas ativas.

Coroa

A coroa é a última camada externa do Sol. A coroa é composta principalmente por proeminências e erupções energéticas, entrando em erupção várias centenas de milhares e até mais de um milhão de quilômetros no espaço, formando o vento solar. A temperatura coronal média é de 1 a 2 milhões de K, e a máxima, em algumas áreas, é de 8 a 20 milhões de K. Apesar de uma temperatura tão elevada, ela só é visível a olho nu durante um eclipse solar total, pois o a densidade da matéria na coroa é baixa e, portanto, seu brilho também é pequeno. O aquecimento extraordinariamente intenso dessa camada é aparentemente causado pelo efeito da reconexão magnética e pela ação de ondas de choque (ver Problema do aquecimento coronal). A forma da coroa muda dependendo da fase do ciclo de atividade solar: durante os períodos de atividade máxima, ela tem uma forma arredondada e, no mínimo, é alongada ao longo do equador solar. Como a temperatura da coroa é muito alta, ela irradia intensamente nas faixas ultravioleta e de raios-X. Essas radiações não passam atmosfera da Terra, mas recentemente tornou-se possível estudá-los com a ajuda de naves espaciais. A radiação em diferentes regiões da coroa ocorre de forma desigual. Existem regiões quentes ativas e silenciosas, bem como buracos coronais com uma temperatura relativamente baixa de 600.000 K, de onde emergem linhas de campo magnético para o espaço. Essa configuração magnética ("aberta") permite que as partículas deixem o Sol sem impedimentos, de modo que o vento solar é emitido principalmente por buracos coronais.

O espectro visível da coroa solar consiste em três componentes diferentes, chamados componentes L, K e F (ou, respectivamente, L-corona, K-corona e F-corona; outro nome para o componente L é E- corona. O componente K é o espectro contínuo da coroa. Contra seu fundo, a emissão do componente L é visível até uma altura de 9-10 "da borda visível do Sol. Começando de uma altura de cerca de 3" ( o diâmetro angular do Sol é de cerca de 30 ") e superior, um espectro de Fraunhofer é visível, o mesmo que o espectro da fotosfera. Constitui o componente F da coroa solar. A uma altura de 20', o componente F domina o espectro da coroa. Uma altura de 9-10' é tomada como o limite que separa a coroa interna da externa. A radiação do Sol com um comprimento de onda inferior a 20 nm vem inteiramente da coroa. Isso significa que, para por exemplo, em imagens comuns do Sol em comprimentos de onda de 17,1 nm (171 Å), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å), apenas a coroa solar com seus elementos é visível, e a cromosfera e a fotosfera não são visível. Dois buracos coronais, quase sempre existentes perto do norte e do sul os pólos do Sol, assim como outros que aparecem temporariamente em sua superfície visível, praticamente não emitem raios-X.

vento ensolarado

Da parte externa da coroa solar, o vento solar flui - um fluxo de partículas ionizadas (principalmente prótons, elétrons e partículas α), propagando-se com uma diminuição gradual em sua densidade, até os limites da heliosfera. O vento solar é dividido em dois componentes - o vento solar lento e o vento solar rápido. O vento solar lento tem uma velocidade de cerca de 400 km/s e uma temperatura de 1,4–1,6·10 6 K e corresponde aproximadamente à coroa em composição. O vento solar rápido tem uma velocidade de cerca de 750 km/s, uma temperatura de 8,10 5 K e é semelhante em composição à substância da fotosfera. O vento solar lento é duas vezes mais denso e menos constante que o rápido. O vento solar lento tem uma estrutura mais complexa com regiões de turbulência.

Em média, o Sol irradia com o vento cerca de 1,3·10 36 partículas por segundo. Consequentemente, a perda total de massa do Sol (para este tipo de radiação) é de 2-3·10 −14 massas solares por ano. A perda em 150 milhões de anos equivale à massa da Terra. Muitos fenômenos naturais na Terra estão associados a distúrbios no vento solar, incluindo tempestades geomagnéticas e auroras.

As primeiras medições diretas das características do vento solar foram realizadas em janeiro de 1959 pela estação soviética Luna-1. As observações foram realizadas usando um contador de cintilação e um detector de ionização de gás. Três anos depois, as mesmas medições foram realizadas por cientistas americanos usando a estação Mariner-2. No final da década de 1990, usando o Coronal Ultraviolet Spectrometer (Eng.Ultravioleta Coronal Espectrômetro ( UVCS) ) a bordo do satélite SOHO, foram feitas observações das regiões de ocorrência de vento solar rápido nos pólos solares.