> Din ce este făcut Soarele?

Afla, din ce este făcut soarele: o descriere a structurii și compoziției stelei, o listă de elemente chimice, numărul și caracteristicile straturilor cu o fotografie, o diagramă.

De pe Pământ, Soarele arată ca o minge netedă de foc, iar înainte de descoperirea petelor solare de către nava comică Galileo, mulți astronomi au crezut că are o formă perfectă, fără imperfecțiuni. Acum știm asta Soarele este alcătuit din mai multe straturi, cum ar fi Pământul, fiecare dintre ele își îndeplinește propria funcție. Această structură a Soarelui, ca un cuptor masiv, este furnizorul întregii energie de pe Pământ, care este necesară pentru viața pământească.

Din ce elemente este format soarele?

Dacă ai putea demonta o stea și ai compara elementele constitutive, ai înțelege că compoziția este 74% hidrogen și 24% heliu. De asemenea, Soarele este format din 1% oxigen, iar restul de 1% este elemente chimice tabele periodice precum crom, calciu, neon, carbon, magneziu, sulf, siliciu, nichel, fier. Astronomii cred că un element mai greu decât heliul este un metal.

Cum au apărut toate aceste elemente ale Soarelui? Big Bang-ul a produs hidrogen și heliu. La începutul formării Universului, primul element, hidrogenul, a apărut din particulele elementare. Datorită temperaturii și presiunii ridicate, condițiile din Univers erau ca în miezul unei stele. Mai târziu, hidrogenul a fost fuzionat în heliu atâta timp cât a existat o temperatură ridicată în univers pentru ca reacția de fuziune să aibă loc. Proporțiile existente de hidrogen și heliu, care se află acum în Univers, s-au format după Big Bang și nu s-au schimbat.

Elementele rămase ale Soarelui sunt create în alte stele. Fuziunea hidrogenului în heliu are loc în mod constant în nucleele stelelor. După ce produc tot oxigenul din miez, ei trec la fuziunea nucleară a elementelor mai grele, cum ar fi litiu, oxigen, heliu. Multe dintre metalele grele care se află în Soare s-au format și în alte stele la sfârșitul vieții lor.

Formarea celor mai grele elemente, aurul și uraniul, a avut loc atunci când au detonat stele de multe ori mai mari decât Soarele nostru. Într-o fracțiune de secundă din formarea unei găuri negre, elementele s-au ciocnit cu viteză mare și s-au format elementele cele mai grele. Explozia a împrăștiat aceste elemente în tot universul, unde au contribuit la formarea de noi stele.

Soarele nostru a colectat elemente create de Big Bang, elemente din stele muribunde și particule din noile detonări ale stelelor.

Care sunt straturile Soarelui?

La prima vedere, Soarele este doar o minge de heliu și hidrogen, dar o privire mai atentă dezvăluie că este format din diferite straturi. La deplasarea către miez, temperatura și presiunea cresc, drept urmare au fost create straturi, deoarece hidrogenul și heliul au caracteristici diferite în condiții diferite.

miez solar

Să începem mișcarea noastră prin straturile de la miez la stratul exterior al compoziției Soarelui. În stratul interior al Soarelui - nucleul, temperatura și presiunea sunt foarte ridicate, contribuind la fluxul fuziunii nucleare. Soarele creează atomi de heliu din hidrogen, ca urmare a acestei reacții, se formează lumină și căldură, care ajung până la. Este în general acceptat că temperatura Soarelui este de aproximativ 13.600.000 de grade Kelvin, iar densitatea miezului este de 150 de ori mai mare decât densitatea apei.

Oamenii de știință și astronomii cred că miezul Soarelui atinge aproximativ 20% din lungimea razei solare. Și în interiorul nucleului, temperatura și presiunea ridicată ajută la spargerea atomilor de hidrogen în protoni, neutroni și electroni. Soarele le transformă în atomi de heliu, în ciuda stării lor de plutire liberă.

O astfel de reacție se numește exotermă. În cursul acestei reacții, se eliberează o cantitate mare de căldură, egală cu 389 x 10 31 J. pe secunda.

Zona de radiații a Soarelui

Această zonă își are originea la limita nucleului (20% din raza solară) și atinge o lungime de până la 70% din raza solară. În interiorul acestei zone se află materia solară, care în compoziția sa este destul de densă și fierbinte, așadar Radiație termala trece prin el fără a pierde căldură.

În interiorul nucleului solar are loc o reacție de fuziune nucleară - crearea atomilor de heliu ca urmare a fuziunii protonilor. Ca rezultat al acestei reacții, apare o cantitate mare de radiații gamma. În acest proces, fotoni de energie sunt emiși, apoi absorbiți în zona de radiație și reemisi de diferite particule.

Traiectoria unui foton se numește „mers aleatoriu”. În loc să se miște pe o cale dreaptă către suprafața Soarelui, fotonul se mișcă în zig-zag. Ca rezultat, fiecare foton are nevoie de aproximativ 200.000 de ani pentru a depăși zona de radiație a Soarelui. Când trece de la o particulă la alta, fotonul pierde energie. Pentru Pământ, acest lucru este bun, pentru că am putea primi doar radiații gamma venite de la Soare. Un foton care intră în spațiu are nevoie de 8 minute pentru a călători pe Pământ.

Un număr mare de stele au zone de radiație, iar dimensiunea lor depinde direct de scara stelei. Cu cât steaua este mai mică, cu atât zonele vor fi mai mici, dintre care majoritatea vor fi ocupate de zona convectivă. Cele mai mici stele pot să nu aibă zone de radiație, iar zona convectivă va ajunge la distanța până la miez. Pentru cele mai mari stele, situația este inversată, zona de radiații se extinde până la suprafață.

zona convectiva

Zona convectivă se află în afara zonei radiative, unde căldura internă a Soarelui curge prin coloane de gaz fierbinte.

Aproape toate stelele au o astfel de zonă. La Soarele nostru, se extinde de la 70% din raza Soarelui până la suprafață (fotosferă). Gazul din adâncurile stelei, chiar în miez, se încălzește și se ridică la suprafață, ca bulele de ceară într-o lampă. La atingerea suprafeței stelei, are loc o pierdere de căldură; atunci când este răcit, gazul se scufundă înapoi în centru, pentru reînnoirea energiei termice. De exemplu, puteți aduce o oală cu apă clocotită peste foc.

Suprafața Soarelui este ca pământul afânat. Aceste neregularități sunt coloanele de gaz fierbinte care transportă căldură la suprafața Soarelui. Lățimea lor ajunge la 1000 km, iar timpul de disipare ajunge la 8-20 de minute.

Astronomii cred că stelele de masă mică, cum ar fi piticele roșii, au doar o zonă convectivă care se extinde până la miez. Nu au o zonă de radiație, ceea ce nu se poate spune despre Soare.

Fotosferă

Singurul strat al Soarelui vizibil de pe Pământ este . Sub acest strat, Soarele devine opac, iar astronomii folosesc alte metode pentru a studia interiorul stelei noastre. Temperaturile la suprafață de până la 6000 Kelvin strălucesc galben-alb vizibil de pe Pământ.

Atmosfera Soarelui este situată în spatele fotosferei. Acea parte a Soarelui care este vizibilă în timpul unei eclipse de soare se numește.

Structura Soarelui din diagramă

NASA a dezvoltat special în scopuri educaționale o reprezentare schematică a structurii și compoziției Soarelui, indicând temperatura pentru fiecare strat:

• (Radiația vizibilă, IR și UV) este radiația vizibilă, radiația infraroșie și radiația ultravioletă. Radiația vizibilă este lumina pe care o vedem venind de la soare. Radiația infraroșie este căldura pe care o simțim. Radiația ultravioletă este radiația care ne oferă un bronz. Soarele produce aceste radiații simultan.
• (Photosphere 6000 K) - Fotosfera este stratul superior al Soarelui, suprafața sa. O temperatură de 6000 Kelvin este egală cu 5700 de grade Celsius.
• Emisii radio - Pe lângă radiația vizibilă, radiația infraroșie și radiația ultravioletă, Soarele trimite emisii radio, pe care astronomii le-au detectat cu un radiotelescop. În funcție de numărul de pete solare, această emisie crește și scade.
• Orificiul coronal - Acestea sunt locuri de pe Soare unde corona are o densitate scăzută a plasmei, rezultând o coroană mai întunecată și mai rece.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) - Zona de radiații a Soarelui are această temperatură.
• Zona convectivă / Convecția turbulentă (per. Zona convectivă / Convecția turbulentă) - Acestea sunt locurile de pe Soare unde energie termală nucleul este transferat prin convecție. Coloanele de plasmă ajung la suprafață, își degajă căldura și se grăbesc din nou pentru a se încălzi din nou.
• Bucle coronale (trans. Bucle coronale) - bucle formate din plasmă în atmosfera Soarelui, care se deplasează de-a lungul liniilor magnetice. Arată ca niște arcade uriașe care se extind de la suprafață pe zeci de mii de kilometri.
• Miez (per. Miez) este inima solară, în care are loc fuziunea nucleară, folosind temperatură și presiune ridicată. Toată energia solară provine din miez.
• 14.500.000 K (per. 14.500.000 Kelvin) - Temperatura nucleului solar.
• Zona radiativă (trans. Zona de radiație) - Stratul Soarelui în care energia este transferată folosind radiații. Fotonul depășește zona de radiație dincolo de 200.000 și merge în spațiul cosmic.
• Neutrinii (trans. Neutrino) sunt particule de masă neglijabilă care emană de la Soare ca rezultat al unei reacții de fuziune nucleară. Sute de mii de neutrini trec prin corpul uman în fiecare secundă, dar nu ne aduc niciun rău, nu îi simțim.
• Chromospheric Flare (trad. Chromospheric Flare) - Câmpul magnetic al stelei noastre se poate răsuci și apoi se poate rupe brusc sub diferite forme. Ca urmare a întreruperii câmpurilor magnetice, apar erupții puternice de raze X, care emană de la suprafața Soarelui.
• Bucla de câmp magnetic - Câmpul magnetic al Soarelui este deasupra fotosferei și este vizibil pe măsură ce plasma fierbinte se mișcă de-a lungul liniilor magnetice în atmosfera Soarelui.
• Spot - O pată solară (trans. Sunspots) - Acestea sunt locuri de pe suprafața Soarelui în care câmpurile magnetice trec prin suprafața Soarelui și temperatura este mai scăzută, adesea într-o buclă.
• Particule energetice (trans. Particule energetice) - Vin de la suprafața Soarelui, ca urmare, se creează vântul solar. În furtunile solare, viteza lor atinge viteza luminii.
• Raze X (trans. Raze X) - raze invizibile pentru ochiul uman, formate în timpul erupțiilor asupra Soarelui.
• Pete luminoase și regiuni magnetice de scurtă durată (trans. Pete luminoase și regiuni magnetice de scurtă durată) - Din cauza diferențelor de temperatură, pe suprafața Soarelui apar pete luminoase și slabe.

Fotosfera - Aceasta este suprafața vizibilă a unei stele, care aruncă cea mai mare parte a radiației optice. Grosimea acestui strat este de la 100 la 400 km, iar temperatura este de la 6600°K (interior) la 4400°K (la marginea exterioară). Dimensiunile Soarelui sunt determinate tocmai de fotosfera. Gazul de aici este relativ rarefiat, iar viteza lui de rotație este diferită în funcție de zonă. În regiunea ecuatorială are loc o revoluție în 24 de zile, iar în regiunea polilor în 30 de zile.

Acest înveliș înconjoară fotosfera, iar grosimea sa este de aproximativ 2000 km. Limita superioară a cromosferei este caracterizată de ejecta fierbinte constantă - spicule. Această parte a Soarelui poate fi văzută doar în timpul unei eclipse totale de soare. Apoi apare în tonuri de roșu.

Aceasta este ultima coajă. Se caracterizează prin prezența proeminențelor și a erupțiilor de energie. Ei împrăștie sute de mii de kilometri, generând un vânt solar.

Temperatura coroanei este mult mai mare decât suprafața Soarelui - 1.000.000 ° K - 2.000.000 ° K, iar în unele locuri de la 8.000.000 ° K la 29.000.000 ° K. Dar nu puteți vedea corona decât în ​​timpul unei eclipse de soare. Coroana își schimbă forma. Modificările depind de ciclu. La vârfurile maximului, forma sa este rotunjită, iar la valorile minime este alungită de-a lungul ecuatorului.

vânt însorit

Vântul solar este un flux de particule ionizate ejectate din Soare în toate direcțiile cu o viteză de aproximativ 400 km pe secundă. Sursa vântului solar este corona solară. Temperatura coroanei Soarelui este atât de ridicată încât forța gravitațională nu este capabilă să-și mențină materia aproape de suprafață, iar o parte din această materie zboară continuu în spațiul interplanetar.

Deși înțelegem motivele generale pentru care apare vântul solar, multe dintre detaliile acestui proces încă nu sunt clare. În special, în prezent nu se știe complet unde exact gazul coronal este accelerat la viteze atât de mari.

§ 43. soare

Soarele este o stea a cărei reacție de fuziune nucleară ne oferă energia de care avem nevoie pentru a trăi.

Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ. Dă lumină și căldură, fără de care viața pe Pământ ar fi imposibilă. O parte din energia solară care cade pe Pământ este absorbită și disipată de atmosferă. Dacă nu ar fi cazul, atunci puterea de radiație primită de fiecare metru pătrat al suprafeței Pământului de la razele solare care cad pe verticală ar fi de aproximativ 1,4 kW / m 2. Această valoare este numită constantă solară. Cunoscând distanța medie de la Pământ la Soare și constanta solară, puteți afla puterea totală de radiație a Soarelui, numită luminozitateși egal cu aproximativ 4. 10 26 marți.

Soarele este o bilă uriașă fierbinte, formată în principal din hidrogen (70% din masa Soarelui) și heliu (28%), care se rotește în jurul axei sale (întoarce timp de 25-30 de zile pământești). Diametrul Soarelui este de 109 ori mai mare decât al Pământului. Suprafața aparentă a soarelui fotosferă- stratul cel mai de jos și cel mai dens al atmosferei Soarelui, din care bó cea mai mare parte a energiei pe care o emite. Grosimea fotosferei este de aproximativ 300 km, iar temperatura medie este de 6000 K. Petele întunecate sunt adesea vizibile pe Soare ( pete solare), existent de câteva zile și uneori luni (Fig. 43 A). Stratul atmosferei Soarelui cu o grosime de 12-15 mii km, situat deasupra fotosferei, se numește cromosferă. coroana solara Stratul exterior al atmosferei Soarelui, extinzându-se la distanțe de mai multe dintre diametrele sale. Luminozitatea cromosferei și a coroanei solare este foarte mică și pot fi văzute doar în timpul unei eclipse totale de soare (Fig. 43). b).

Pe măsură ce ne apropiem de centrul Soarelui, temperatura și presiunea cresc și în apropierea acestuia sunt de aproximativ 15× 10 6 K și 2.3 10 16 Pa, respectiv. La o temperatură atât de ridicată, materia solară devine plasmă- un gaz format din nuclee atomice și electroni. Temperatura și presiunea ridicate în miezul soarelui cu o rază de aproximativ 1/3 din raza Soarelui (Fig. 43 în) creează condiții pentru reacții între nuclee, în urma cărora se formează nuclee și se eliberează o energie uriașă.

Reacțiile nucleare în care nucleele mai ușoare sunt transformate în altele mai grele se numesc termonuclear(din lat. therme - căldură), pentru că pot merge doar la temperaturi foarte ridicate. Randamentul energetic al unei reacții termonucleare poate fi de câteva ori mai mare decât în ​​cazul fisiunii aceleiași mase de uraniu. Sursa de energie a Soarelui este reacțiile termonucleare care au loc în miezul său. Presiune ridicata Straturile exterioare ale Soarelui nu numai că creează condițiile pentru apariția unei reacții termonucleare, dar împiedică și miezul său să explodeze.

Energia unei reacții termonucleare este eliberată sub formă de radiație gamma, care, părăsind miezul Soarelui, intră într-un strat sferic numit zona radianta, cu o grosime de aproximativ 1/3 din raza Soarelui (Fig. 43 în). Substanța situată în zona radiantă absoarbe radiațiile gamma care provin din nucleu și emite propriile sale, dar cu o frecvență mai mică. Prin urmare, pe măsură ce cuantele de radiație se deplasează din interior în exterior, energia și frecvența lor scad, iar radiația gamma este transformată treptat în ultraviolete, vizibile și infraroșii.

Învelișul exterior al soarelui se numește zona convectiva, în care are loc amestecarea substanței ( convecție), iar transferul de energie se realizează prin mișcarea substanței în sine (Fig. 43 în). O scădere a convecției duce la o scădere a temperaturii cu 1-2 mii de grade și la apariția unei pete solare. În același timp, convecția se intensifică în apropierea petelor solare, iar materia mai fierbinte este adusă la suprafața Soarelui, iar în cromosferă, proeminențe– emisii de materie la distante de pana la jumatate din raza Soarelui. Localizarea este adesea însoțită erupții solare- strălucirea strălucitoare a cromosferei, razele X și fluxul de particule încărcate rapid. S-a stabilit că toate aceste fenomene, numite activitatea solară, apar cu cât mai des, cu atât mai multe pete solare. Numărul de pete solare de pe Soare variază în medie cu o perioadă de 11 ani.

Întrebări de revizuire:

· Ce egală cu constanta solară și ce se numește luminozitatea Soarelui?

· Care este structura internă a Soarelui?

· De ce reacția termonucleară are loc numai în miezul Soarelui?

· Enumerați fenomenele activității solare?

Orez. 43. ( A) sunt pete solare; ( b) este coroana solară în timpul unei eclipse de soare; ( în) este structura Soarelui ( 1 - nucleu, 2 -zona radianta, 3 este zona convectivă).

Structura internă a Soarelui

© Vladimir Kalanov
Cunoașterea este putere

Ce se vede pe Soare?

Toată lumea știe sigur că este imposibil să privești Soarele cu ochiul liber și cu atât mai mult printr-un telescop fără filtre speciale, foarte întunecate sau alte dispozitive care slăbesc lumina. Neglijând această interdicție, observatorul riscă arsuri grave la ochi. Cel mai simplu mod de a vedea Soarele este de a proiecta imaginea acestuia pe un ecran alb. Chiar și cu ajutorul unui mic telescop amator, puteți obține o imagine mărită a discului solar. Ce se vede în această imagine? În primul rând, claritatea marginii solare atrage atenția. Soarele este o minge de gaz care nu are o limită clară, densitatea sa scade treptat. Atunci de ce o vedem bine definită? Faptul este că aproape toată radiația vizibilă a Soarelui provine dintr-un strat foarte subțire, care are un nume special - fotosfera. (greacă „sfera de lumină”). Grosimea fotosferei nu depășește 300 km. Acest strat subțire luminos este cel care dă observatorului iluzia că Soarele are o „suprafață”.

Structura internă a Soarelui

Fotosferă

Atmosfera Soarelui începe cu 200-300 km mai adânc decât marginea vizibilă a discului solar. Aceste straturi cele mai profunde ale atmosferei se numesc fotosfera. Deoarece grosimea lor nu depășește o trei miimi din raza solară, fotosfera este uneori numită condiționat suprafața Soarelui. Densitatea gazelor din fotosferă este aproximativ aceeași cu cea din stratosfera Pământului și de sute de ori mai mică decât la suprafața Pământului. Temperatura fotosferei scade de la 8000 K la o adâncime de 300 km la 4000 K în straturile superioare. Temperatura acelui strat mijlociu, a cărui radiație o percepem, aproximativ 6000 K. În astfel de condiții, aproape toate moleculele de gaz se descompun în atomi individuali. Numai în straturile superioare ale fotosferei se păstrează relativ puține molecule simple și radicali de tip H, OH, CH. Un rol deosebit în atmosfera solară îl joacă negăsește în natura terestră ion de hidrogen negativ, care este un proton cu doi electroni. Acest compus neobișnuit apare în stratul exterior subțire, „cel mai rece” al fotosferei, atunci când electronii liberi încărcați negativ „se lipesc” de atomii neutri de hidrogen, care sunt furnizați de atomi ușor ionizabili de calciu, sodiu, magneziu, fier și alte metale. Când sunt produși, ionii negativi de hidrogen emit cea mai mare parte a luminii vizibile. Ionii absorb cu lăcomie aceeași lumină, motiv pentru care opacitatea atmosferei crește rapid cu adâncimea. Prin urmare, marginea vizibilă a Soarelui ni se pare foarte ascuțită.

Într-un telescop cu o mărire mare, puteți observa detaliile fine ale fotosferei: totul pare să fie presărat cu mici granule strălucitoare - granule, separate de o rețea de căi înguste și întunecate. Granularea este rezultatul amestecării fluxurilor de gaz mai calde în creștere și a celor mai reci descrescătoare. Diferența de temperatură dintre ele în straturile exterioare este relativ mică (200-300 K), dar mai profundă, în zona convectivă, este mai mare, iar amestecarea este mult mai intensă. Convecția în straturile exterioare ale Soarelui joacă un rol uriaș în determinarea structurii generale a atmosferei. În cele din urmă, convecția, ca rezultat al unei interacțiuni complexe cu câmpurile magnetice solare, este cauza tuturor manifestărilor diverse ale activității solare. Câmpurile magnetice sunt implicate în toate procesele de pe Soare. Din când în când, câmpuri magnetice concentrate apar într-o regiune mică a atmosferei solare, de câteva mii de ori mai puternică decât pe Pământ. Plasma ionizată este un bun conductor, nu se poate deplasa peste liniile de inducție magnetică a unui câmp magnetic puternic. Prin urmare, în astfel de locuri, amestecarea și creșterea gazelor fierbinți de jos este inhibată și apare o zonă întunecată - o pată solară. Pe fundalul fotosferei orbitoare, pare complet negru, deși în realitate luminozitatea sa este de doar de zece ori mai slabă. În timp, dimensiunea și forma petelor se schimbă foarte mult. După ce a apărut sub forma unui punct abia vizibil - un por, pata își crește treptat dimensiunea la câteva zeci de mii de kilometri. Petele mari, de regulă, constau dintr-o parte întunecată (miez) și o parte mai puțin întunecată - penumbra, a cărei structură dă spotului aspectul unui vârtej. Petele sunt înconjurate de zone mai luminoase ale fotosferei, numite faculae sau câmpuri de torță. Fotosfera trece treptat în straturi exterioare mai rarefiate ale atmosferei solare - cromosfera și coroana.

Cromosferă

Deasupra fotosferei se află cromosfera, un strat neomogen a cărui temperatură variază de la 6.000 la 20.000 K. Cromosfera (greacă pentru „sfera de culoare”) este numită așa pentru culoarea sa roșiatică-violet. Este vizibil în timpul eclipselor totale de soare ca un inel strălucitor zdrențuit în jurul discului negru al Lunii, care tocmai a eclipsat Soarele. Cromosfera este foarte eterogenă și constă în principal din limbi alungite alungite (spicule), dându-i aspectul de iarbă arzătoare. Temperatura acestor jeturi cromosferice este de două până la trei ori mai mare decât în ​​fotosferă, iar densitatea este de sute de mii de ori mai mică. Lungimea totală a cromosferei este de 10-15 mii de kilometri. Creșterea temperaturii în cromosferă se explică prin propagarea undelor și a câmpurilor magnetice care pătrund în ea din zona convectivă. Substanța se încălzește în același mod ca și cum ar fi într-un cuptor uriaș cu microunde. Vitezele mișcărilor termice ale particulelor cresc, ciocnirile dintre ele devin mai frecvente, iar atomii își pierd electronii exteriori: materia devine o plasmă ionizată fierbinte. Aceste procese fizice susțin și neobișnuit temperatura ridicata straturile cele mai exterioare ale atmosferei solare, care sunt situate deasupra cromosferei.

Adesea, în timpul eclipselor (și cu ajutorul unor instrumente spectrale speciale - chiar și fără a aștepta eclipsele) de pe suprafața Soarelui, se pot observa „fântâni”, „nori”, „pâlnie”, „tufișuri”, „arcade” cu forme bizare. și alte formațiuni puternic luminoase din substanțele cromosferice. Ele sunt staționare sau se schimbă lent, înconjurate de jeturi curbe netede care curg în sau din cromosferă, urcând zeci și sute de mii de kilometri. Acestea sunt cele mai grandioase formațiuni ale atmosferei solare -. Când sunt observați în linia spectrală roșie emisă de atomii de hidrogen, aceștia apar pe fundalul discului solar ca filamente întunecate, lungi și curbate. Proeminențele au aproximativ aceeași densitate și temperatură ca și cromosfera. Dar ele sunt deasupra lui și sunt înconjurate de straturi superioare superioare, foarte rarefiate, ale atmosferei solare. Proeminențele nu cad în cromosferă deoarece substanța lor este susținută de câmpurile magnetice ale regiunilor active ale Soarelui. Pentru prima dată, spectrul unei proeminențe în afara unei eclipse a fost observat de astronomul francez Pierre Jansen și de colegul său englez Joseph Lockyer în 1868. Fanta spectroscopului este poziționată astfel încât să traverseze marginea Soarelui, iar dacă există o proeminență în apropierea acestuia, atunci puteți observa spectrul radiației sale. Îndreptând fanta către diferite părți ale proeminenței sau cromosferei, se pot studia în părți. Spectrul de proeminențe, ca și cel al cromosferei, constă din linii luminoase, în principal hidrogen, heliu și calciu. Liniile de emisie ale altor elemente chimice sunt de asemenea prezente, dar sunt mult mai slabe. Unele proeminențe, după ce au petrecut mult timp fără modificări vizibile, explodează brusc, așa cum ar fi, iar substanța lor este aruncată în spațiul interplanetar cu o viteză de sute de kilometri pe secundă. Aspectul cromosferei se modifică și el frecvent, ceea ce indică mișcarea continuă a gazelor sale constitutive. Uneori, ceva similar cu exploziile are loc în regiuni foarte mici ale atmosferei Soarelui. Acestea sunt așa-numitele erupții cromosferice. De obicei durează câteva zeci de minute. În timpul erupțiilor în liniile spectrale de hidrogen, heliu, calciu ionizat și alte elemente, luminozitatea unei secțiuni individuale a cromosferei crește brusc de zece ori. Radiațiile ultraviolete și de raze X cresc în mod deosebit de puternic: uneori puterea sa este de câteva ori mai mare decât puterea totală a radiației Soarelui în această regiune cu lungime de undă scurtă a spectrului înainte de erupție. Pete, torțe, proeminențe, erupții cromosferice sunt toate manifestări ale activității solare. Odată cu creșterea activității, numărul acestor formațiuni de pe Soare devine mai mare.

Atmosfera Soarelui

Numele stratului	Înălțimea limitei superioare a stratului, km	Densitate, kg/m 3	Temperatura, K
Fotosferă
Cromosferă
	Câteva zeci de raze solare

Petele solare (formațiuni întunecate pe discul solar, datorită faptului că temperatura lor este cu ~ 1500 K mai mică decât temperatura fotosferei) constau dintr-un oval întunecat - umbra unei pete, înconjurat de o penumbră fibroasă mai deschisă. Cele mai mici pete solare (pori) au diametre de ~1000 km, iar diametrele celor mai mari pete solare observate au depășit 100.000 km. Petele mici există adesea pentru mai puțin de 2 zile, dezvoltate 10-20 de zile, cele mai mari pot fi observate până la 100 de zile.

Spiculele cromosferice (coloane izolate de gaz) au un diametru de ~1000 km, o înălțime de până la ~8000 km, o viteză de creștere și coborâre de ~20 km/s, o temperatură de ~15.000 K și o durată de viață de câteva minute.

Proeminențele (nori denși relativ reci în coroană) se extind în lungime până la 1/3 din raza Soarelui. Cele mai comune sunt proeminențe „calme” cu o durată de viață de până la 1 an, o lungime de ~ 200 mii km, o grosime de ~ 10 mii km și o înălțime de ~ 30 mii km. Cu viteze de 100-1000 km/s, proeminențe eruptive rapide sunt de obicei aruncate în sus după erupții.

În timpul unei eclipse totale de soare, luminozitatea cerului în jurul Soarelui este de 1,6 10 -9 din luminozitatea medie a Soarelui.

Luminozitatea Lunii în timpul unei eclipse totale de soare în lumina reflectată de Pământ este de 1,1 10 -10 din luminozitatea medie a Soarelui.

Fotosferă

Fotosfera (stratul care emite lumină) formează suprafața vizibilă a soarelui. Grosimea sa corespunde unei grosimi optice de aproximativ 2/3 unități. În termeni absoluti, fotosfera atinge o grosime, conform diverselor estimări, de la 100 la 400 km. Partea principală a radiației optice (vizibile) a Soarelui provine din fotosferă, în timp ce radiația din straturile mai profunde nu mai ajunge la noi. Temperatura scade de la 6600 K la 4400 K pe măsură ce se apropie de marginea exterioară a fotosferei.Temperatura efectivă a fotosferei în ansamblu este de 5778 K. Poate fi calculată conform legii Stefan-Boltzmann, conform căreia puterea de radiație a unui corp absolut negru este direct proporțională cu puterea a patra a temperaturii corpului. Hidrogenul în astfel de condiții rămâne aproape complet într-o stare neutră. Fotosfera formează suprafața vizibilă a Soarelui, care determină dimensiunea Soarelui, distanța de la Soare etc. Deoarece gazul din fotosferă este relativ rarefiat, viteza lui de rotație este mult mai mică decât viteza de rotație. solide. În același timp, gazul din regiunile ecuatoriale și polare se mișcă inegal - la ecuator face o revoluție în 24 de zile, la poli - în 30 de zile.

Cromosferă

Cromosfera este învelișul exterior al Soarelui cu o grosime de aproximativ 2000 km, care înconjoară fotosfera. Originea denumirii acestei părți a atmosferei solare este asociată cu culoarea sa roșiatică, cauzată de faptul că linia roșie de emisie de hidrogen H-alfa din seria Balmer domină în spectrul vizibil al cromosferei. Limita superioară a cromosferei nu are o suprafață netedă pronunțată; din ea apar constant ejecții fierbinți, numite spicule. Numărul de spicule observate simultan este în medie de 60-70 mii. Din această cauză, în sfârşitul XIX-lea secolului, astronomul italian Secchi, observând cromosfera printr-un telescop, a comparat-o cu preriile în flăcări. Temperatura cromosferei crește odată cu înălțimea de la 4.000 la 20.000 K (intervalul de temperatură de peste 10.000 K este relativ mic).

Densitatea cromosferei este scăzută, astfel încât luminozitatea este insuficientă pentru observare în condiții normale. Dar în timpul unei eclipse totale de soare, când Luna acoperă fotosfera strălucitoare, cromosfera situată deasupra ei devine vizibilă și strălucește roșie. De asemenea, poate fi observată în orice moment folosind filtre optice speciale cu bandă îngustă. Pe lângă linia H-alfa deja menționată cu o lungime de undă de 656,3 nm, filtrul poate fi reglat și pe liniile Ca II K (393,4 nm) și Ca II H (396,8 nm). Principalele structuri cromosferice care sunt vizibile în aceste linii sunt:

· o grilă cromosferică care acoperă întreaga suprafață a Soarelui și constând din linii care înconjoară celulele de supergranulare cu o lungime de până la 30.000 km;

flocule - formațiuni ușoare asemănătoare norilor, cel mai adesea limitate la zone cu câmpuri magnetice puternice - zone active, deseori înconjoară petele solare;

fibre și fibre (fibrile) - linii întunecate de diferite lățimi și lungimi, precum floculii, se găsesc adesea în zonele active.

coroană

Corona este ultimul înveliș exterior al Soarelui. Corona este compusă în primul rând din proeminențe și erupții energetice, erupând și erupând câteva sute de mii și chiar mai mult de un milion de kilometri în spațiu, formând vântul solar. Temperatura medie coronală este de la 1 la 2 milioane K, iar maxima, în unele zone, este de la 8 la 20 milioane K. În ciuda unei temperaturi atât de ridicate, este vizibilă cu ochiul liber doar în timpul unei eclipse totale de soare, deoarece densitatea materiei din coroană este scăzută și, prin urmare, luminozitatea sa este mică. Încălzirea neobișnuit de intensă a acestui strat este cauzată aparent de efectul reconectarii magnetice și de acțiunea undelor de șoc (vezi Problema încălzirii coronale). Forma coroanei se modifică în funcție de faza ciclului de activitate solară: în perioadele de activitate maximă, are o formă rotunjită, iar la minimum, este alungită de-a lungul ecuatorului solar. Deoarece temperatura coroanei este foarte ridicată, aceasta radiază intens în intervalele ultraviolete și cu raze X. Aceste radiații nu trec atmosfera pământului, dar recent a devenit posibil să le studiem cu ajutorul navelor spațiale. Radiația în diferite regiuni ale coroanei are loc neuniform. Există regiuni calde active și liniștite, precum și găuri coronare cu o temperatură relativ scăzută de 600.000 K, din care liniile de câmp magnetic ies în spațiu. Această configurație magnetică ("deschisă") permite particulelor să părăsească Soarele nestingherite, astfel încât vântul solar este emis în principal din găurile coronale.

Spectrul vizibil al coroanei solare este format din trei componente diferite, numite componente L, K și F (sau, respectiv, L-corona, K-corona și F-corona; un alt nume pentru componenta L este E- corona. Componenta K este spectrul continuu al coroanei. Pe fundalul ei, componenta L de emisie este vizibila pana la o inaltime de 9-10 "de la marginea vizibila a Soarelui. Incepand de la o inaltime de aproximativ 3" ( diametrul unghiular al Soarelui este de aproximativ 30 ") și mai mare, este vizibil un spectru Fraunhofer, la fel ca și spectrul fotosferei. Constituie componenta F a coroanei solare. La o înălțime de 20' domină componenta F. spectrul coroanei. O înălțime de 9-10' este luată ca limită care separă coroana interioară de cea exterioară. Radiația Soarelui cu o lungime de undă mai mică de 20 nm provine în întregime din coroană. Aceasta înseamnă că, pentru de exemplu, în imaginile comune ale Soarelui la lungimi de undă de 17,1 nm (171 Å), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å), doar corona solară cu elementele sale este vizibilă, iar cromosfera și fotosfera nu sunt vizibile. vizibile. Două găuri coronare, aproape întotdeauna existente în apropierea nordului și sudic polii Soarelui, precum și alții care apar temporar pe suprafața sa vizibilă, practic nu emit deloc raze X.

vânt însorit

Din partea exterioară a coroanei solare curge vântul solar - un flux de particule ionizate (în principal protoni, electroni și particule α), care se propagă cu o scădere treptată a densității sale, până la limitele heliosferei. Vântul solar este împărțit în două componente - vântul solar lent și vântul solar rapid. Vântul solar lent are o viteză de aproximativ 400 km/s și o temperatură de 1,4–1,6·10 6 K și corespunde îndeaproape coroanei în compoziție. Vântul solar rapid are o viteză de aproximativ 750 km/s, o temperatură de 8·10 5 K și este similar ca compoziție cu substanța fotosferei. Vântul solar lent este de două ori mai dens și mai puțin constant decât cel rapid. Vântul solar lent are o structură mai complexă, cu regiuni de turbulență.

În medie, Soarele radiază cu vântul cu aproximativ 1,3·10 36 de particule pe secundă. În consecință, pierderea totală de masă de către Soare (pentru acest tip de radiație) este de 2-3·10 −14 mase solare pe an. Pierderea în 150 de milioane de ani este echivalentă cu masa pământului. Multe fenomene naturale de pe Pământ sunt asociate cu perturbări ale vântului solar, inclusiv furtuni geomagnetice și aurore.

Primele măsurători directe ale caracteristicilor vântului solar au fost efectuate în ianuarie 1959 de către stația sovietică Luna-1. Observațiile au fost efectuate folosind un contor de scintilație și un detector cu ionizare de gaz. Trei ani mai târziu, aceleași măsurători au fost efectuate de oamenii de știință americani folosind stația Mariner-2. La sfârșitul anilor 1990, folosind spectrometrul ultraviolet coronal (ing.Ultraviolet Coronal Spectrometru ( UVCS) ) la bordul satelitului SOHO, s-au făcut observații ale regiunilor de apariție rapidă a vântului solar la polii solari.