>ดวงอาทิตย์ทำมาจากอะไร?

หา, พระอาทิตย์ทำมาจากอะไร: คำอธิบายโครงสร้างและองค์ประกอบของดาว, รายการองค์ประกอบทางเคมี, จำนวนและลักษณะของชั้นที่มีรูปถ่าย, ไดอะแกรม

จากโลก ดวงอาทิตย์ดูเหมือนลูกไฟที่ราบรื่น และก่อนที่กาลิเลโอจะค้นพบจุดดับดวงอาทิตย์โดยเรือการ์ตูนกาลิเลโอ นักดาราศาสตร์หลายคนคิดว่ามันมีรูปร่างที่สมบูรณ์แบบและไม่มีจุดบกพร่อง ตอนนี้เรารู้แล้วว่า พระอาทิตย์ถูกสร้างขึ้นจากหลายชั้น เช่น โลก ซึ่งแต่ละชั้นทำหน้าที่ของมันเอง โครงสร้างของดวงอาทิตย์นี้เหมือนกับเตาอบขนาดใหญ่ เป็นแหล่งพลังงานทั้งหมดบนโลกที่จำเป็นสำหรับชีวิตบนโลก

ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยธาตุอะไร?

หากคุณสามารถแยกดาวฤกษ์และเปรียบเทียบองค์ประกอบที่เป็นส่วนประกอบได้ คุณจะเข้าใจว่าองค์ประกอบนั้นเป็นไฮโดรเจน 74% และฮีเลียม 24% ดวงอาทิตย์ประกอบด้วยออกซิเจน 1% และอีก 1% ที่เหลือคือ องค์ประกอบทางเคมีตารางธาตุ เช่น โครเมียม แคลเซียม นีออน คาร์บอน แมกนีเซียม กำมะถัน ซิลิกอน นิกเกิล เหล็ก นักดาราศาสตร์เชื่อว่าธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมเป็นโลหะ

องค์ประกอบทั้งหมดของดวงอาทิตย์เกิดขึ้นได้อย่างไร? บิ๊กแบงผลิตไฮโดรเจนและฮีเลียม ในช่วงเริ่มต้นของการก่อตัวของจักรวาล ธาตุแรก ไฮโดรเจน ปรากฏขึ้นจากอนุภาคมูลฐาน เนื่องจากอุณหภูมิและความกดอากาศสูง สภาวะในจักรวาลจึงเปรียบได้กับแกนกลางของดาวฤกษ์ ต่อมา ไฮโดรเจนถูกหลอมรวมเป็นฮีเลียมตราบเท่าที่มีอุณหภูมิสูงในจักรวาลเพื่อให้เกิดปฏิกิริยาฟิวชัน สัดส่วนของไฮโดรเจนและฮีเลียมที่มีอยู่ซึ่งอยู่ในจักรวาลขณะนี้ ก่อตัวขึ้นหลังจากบิกแบงและไม่เปลี่ยนแปลง

องค์ประกอบที่เหลือของดวงอาทิตย์ถูกสร้างขึ้นในดาวดวงอื่น การหลอมไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมเกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องในแกนกลางของดวงดาว หลังจากผลิตออกซิเจนทั้งหมดในแกนกลางแล้ว พวกมันจะเปลี่ยนไปใช้นิวเคลียสฟิวชันของธาตุที่หนักกว่า เช่น ลิเธียม ออกซิเจน ฮีเลียม โลหะหนักจำนวนมากที่อยู่ในดวงอาทิตย์ก็ก่อตัวขึ้นในดาวดวงอื่นเมื่อสิ้นชีวิตเช่นกัน

การก่อตัวขององค์ประกอบที่หนักที่สุด ทองคำและยูเรเนียม เกิดขึ้นเมื่อดาวฤกษ์ที่มีขนาดเท่าดวงอาทิตย์ของเราหลายเท่าตัวระเบิด ในเสี้ยววินาทีของการก่อตัวของหลุมดำ ธาตุเหล่านี้ชนกันด้วยความเร็วสูงและเกิดองค์ประกอบที่หนักที่สุด การระเบิดทำให้องค์ประกอบเหล่านี้กระจัดกระจายไปทั่วทั้งจักรวาล ซึ่งพวกมันช่วยสร้างดาวดวงใหม่

ดวงอาทิตย์ของเราได้รวบรวมองค์ประกอบที่สร้างขึ้นโดยบิกแบง องค์ประกอบจากดาวที่กำลังจะตาย และอนุภาคจากการระเบิดของดาวใหม่

ดวงอาทิตย์มีกี่ชั้น

เมื่อมองแวบแรก ดวงอาทิตย์เป็นเพียงลูกบอลของฮีเลียมและไฮโดรเจน แต่เมื่อมองเข้าไปใกล้ ๆ ก็พบว่าดวงอาทิตย์ประกอบด้วยชั้นต่างๆ เมื่อเคลื่อนเข้าหาแกนกลาง อุณหภูมิและความดันจะเพิ่มขึ้น อันเป็นผลมาจากการสร้างชั้นต่างๆ เนื่องจากไฮโดรเจนและฮีเลียมมีลักษณะที่แตกต่างกันภายใต้สภาวะที่ต่างกัน

แกนแสงอาทิตย์

เริ่มการเคลื่อนที่ของเราผ่านชั้นต่างๆ จากแกนกลางไปยังชั้นนอกขององค์ประกอบของดวงอาทิตย์ ในชั้นในของดวงอาทิตย์ - แกนกลาง อุณหภูมิและความดันสูงมาก ซึ่งมีส่วนทำให้เกิดการไหลของนิวเคลียร์ฟิวชัน ดวงอาทิตย์สร้างอะตอมฮีเลียมจากไฮโดรเจน อันเป็นผลมาจากปฏิกิริยานี้ แสงและความร้อนจึงก่อตัวขึ้น เป็นที่ยอมรับกันโดยทั่วไปว่าอุณหภูมิบนดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 13,600,000 องศาเคลวิน และความหนาแน่นของแกนกลางสูงกว่าความหนาแน่นของน้ำ 150 เท่า

นักวิทยาศาสตร์และนักดาราศาสตร์เชื่อว่าแกนกลางของดวงอาทิตย์ยาวประมาณ 20% ของรัศมีดวงอาทิตย์ และภายในนิวเคลียส อุณหภูมิและความดันสูงช่วยแบ่งอะตอมไฮโดรเจนออกเป็นโปรตอน นิวตรอน และอิเล็กตรอน ดวงอาทิตย์แปลงพวกมันเป็นอะตอมฮีเลียม แม้จะอยู่ในสถานะลอยตัวอย่างอิสระ

ปฏิกิริยาดังกล่าวเรียกว่าคายความร้อน ในระหว่างการทำปฏิกิริยานี้ ความร้อนจำนวนมากจะถูกปล่อยออกมา เท่ากับ 389 x 10 31 J. ต่อวินาที.

เขตการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์

โซนนี้มีต้นกำเนิดที่ขอบเขตของแกนกลาง (20% ของรัศมีสุริยะ) และมีความยาวถึง 70% ของรัศมีสุริยะ ภายในโซนนี้เป็นสสารสุริยะซึ่งในองค์ประกอบค่อนข้างหนาแน่นและร้อนดังนั้น รังสีความร้อนผ่านได้โดยไม่สูญเสียความร้อน

ภายในแกนสุริยะ เกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน - การสร้างอะตอมฮีเลียมอันเป็นผลมาจากการหลอมรวมของโปรตอน ผลของปฏิกิริยานี้ทำให้เกิดรังสีแกมมาจำนวนมาก ในกระบวนการนี้ โฟตอนของพลังงานจะถูกปล่อยออกมา จากนั้นถูกดูดกลืนในโซนการแผ่รังสีและปล่อยออกมาอีกครั้งโดยอนุภาคต่างๆ

วิถีของโฟตอนเรียกว่า "การเดินสุ่ม" แทนที่จะเคลื่อนที่ในเส้นทางตรงไปยังพื้นผิวของดวงอาทิตย์ โฟตอนจะเคลื่อนที่ในรูปแบบซิกแซก เป็นผลให้โฟตอนแต่ละอันต้องใช้เวลาประมาณ 200,000 ปีในการเอาชนะโซนรังสีของดวงอาทิตย์ เมื่อผ่านจากอนุภาคหนึ่งไปยังอีกอนุภาคหนึ่ง โฟตอนจะสูญเสียพลังงาน สำหรับโลก นี่เป็นสิ่งที่ดี เพราะเราสามารถรับได้เฉพาะรังสีแกมมาที่มาจากดวงอาทิตย์เท่านั้น โฟตอนที่เข้าสู่อวกาศต้องใช้เวลา 8 นาทีในการเดินทางไปยังโลก

ดาวฤกษ์จำนวนมากมีเขตการแผ่รังสี และขนาดของมันขึ้นอยู่กับขนาดของดาวโดยตรง ยิ่งดาวมีขนาดเล็กเท่าใด โซนก็จะยิ่งเล็กลงเท่านั้น ซึ่งส่วนใหญ่จะถูกครอบครองโดยเขตพาความร้อน ดาวฤกษ์ที่เล็กที่สุดอาจไม่มีโซนการแผ่รังสี และโซนพาความร้อนจะไปถึงระยะห่างจากแกนกลาง สำหรับดาวฤกษ์ที่ใหญ่ที่สุด สถานการณ์กลับด้าน เขตการแผ่รังสีขยายไปถึงพื้นผิว

เขตพาความร้อน

เขตพาความร้อนอยู่นอกเขตแผ่รังสี ซึ่งความร้อนภายในของดวงอาทิตย์จะไหลผ่านเสาก๊าซร้อน

ดาวเกือบทั้งหมดมีโซนดังกล่าว ที่ดวงอาทิตย์ของเรา มันขยายจาก 70% ของรัศมีของดวงอาทิตย์ไปยังพื้นผิว (โฟโตสเฟียร์) ก๊าซในส่วนลึกของดาวฤกษ์ที่แกนกลางจะร้อนขึ้นและลอยขึ้นสู่ผิวน้ำ เหมือนฟองขี้ผึ้งในตะเกียง เมื่อไปถึงพื้นผิวของดาวฤกษ์ จะสูญเสียความร้อน เมื่อเย็นลง แก๊สจะจมกลับสู่ใจกลาง เพื่อเป็นการหมุนเวียนพลังงานความร้อน ตัวอย่างเช่น คุณสามารถนำหม้อต้มน้ำเดือดใส่ไฟ

พื้นผิวของดวงอาทิตย์เปรียบเสมือนดินร่วนซุย ความผิดปกติเหล่านี้คือคอลัมน์ของก๊าซร้อนที่นำความร้อนไปยังพื้นผิวของดวงอาทิตย์ ความกว้างถึง 1,000 กม. และเวลาในการกระจายตัวถึง 8-20 นาที

นักดาราศาสตร์เชื่อว่าดาวมวลต่ำ เช่น ดาวแคระแดง มีเพียงเขตพาความร้อนที่ขยายไปถึงแกนกลางเท่านั้น พวกเขาไม่มีเขตรังสีซึ่งไม่สามารถพูดถึงดวงอาทิตย์ได้

โฟโตสเฟียร์

ชั้นเดียวของดวงอาทิตย์ที่มองเห็นได้จากโลกคือ ใต้ชั้นนี้ ดวงอาทิตย์จะทึบแสง และนักดาราศาสตร์ใช้วิธีการอื่นในการศึกษาการตกแต่งภายในของดาวฤกษ์ของเรา อุณหภูมิพื้นผิวสูงถึง 6000 เคลวิน เรืองแสงสีเหลือง-ขาวที่มองเห็นได้จากโลก

บรรยากาศของดวงอาทิตย์ตั้งอยู่ด้านหลังโฟโตสเฟียร์ ส่วนนั้นของดวงอาทิตย์ที่มองเห็นได้ในช่วงสุริยุปราคาเรียกว่า

โครงสร้างของดวงอาทิตย์ในแผนภาพ

NASA ได้พัฒนาเป็นพิเศษเพื่อวัตถุประสงค์ทางการศึกษา โดยแสดงแผนผังของโครงสร้างและองค์ประกอบของดวงอาทิตย์ โดยระบุอุณหภูมิของแต่ละชั้น:

• (Visible, IR และ UV) คือ รังสีที่มองเห็นได้ รังสีอินฟราเรด และรังสีอัลตราไวโอเลต รังสีที่มองเห็นได้คือแสงที่เราเห็นมาจากดวงอาทิตย์ รังสีอินฟราเรดคือความร้อนที่เราสัมผัสได้ รังสีอัลตราไวโอเลตเป็นรังสีที่ทำให้เรามีผิวสีแทน ดวงอาทิตย์สร้างรังสีเหล่านี้พร้อมกัน
• (Photosphere 6000 K) - โฟโตสเฟียร์เป็นชั้นบนของดวงอาทิตย์ซึ่งเป็นพื้นผิวของมัน อุณหภูมิ 6000 เคลวิน เท่ากับ 5700 องศาเซลเซียส
• การปล่อยคลื่นวิทยุ - นอกจากการแผ่รังสีที่มองเห็นได้ รังสีอินฟราเรด และรังสีอัลตราไวโอเลตแล้ว ดวงอาทิตย์ยังส่งการแผ่รังสีวิทยุออกไป ซึ่งนักดาราศาสตร์ตรวจพบด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุ การปล่อยนี้จะเพิ่มขึ้นและลดลงขึ้นอยู่กับจำนวนจุดดับ
• Coronal Hole - เหล่านี้เป็นสถานที่บนดวงอาทิตย์ที่โคโรนามีความหนาแน่นของพลาสมาต่ำ ส่งผลให้โคโรนาเข้มขึ้นและเย็นลง
• 2100000 K (2100000 เคลวิน) - เขตการแผ่รังสีของดวงอาทิตย์มีอุณหภูมินี้
• Convective zone / Turbulent convection (ต่อ Convective zone / Turbulent convection) - เหล่านี้คือสถานที่บนดวงอาทิตย์ที่ พลังงานความร้อนนิวเคลียสถูกถ่ายโอนโดยการพาความร้อน คอลัมน์พลาสม่าจะไปถึงพื้นผิว ปล่อยความร้อนออกมา และพุ่งลงมาอีกครั้งเพื่อทำให้ร้อนขึ้นอีกครั้ง
• Coronal loops (trans. Coronal loops) - ลูปที่ประกอบด้วยพลาสมาในบรรยากาศของดวงอาทิตย์ซึ่งเคลื่อนที่ไปตามเส้นแม่เหล็ก พวกมันดูเหมือนโค้งขนาดใหญ่ที่ยื่นออกมาจากผิวน้ำเป็นระยะทางหลายหมื่นกิโลเมตร
• แกน (ต่อแกน) คือหัวใจของสุริยะซึ่งเกิดปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันโดยใช้อุณหภูมิและความดันสูง พลังงานแสงอาทิตย์ทั้งหมดมาจากแกนกลาง
• 14,500,000 K (ต่อ 14,500,000 เคลวิน) - อุณหภูมิของแกนสุริยะ
• Radiative Zone (trans. Radiation zone) - ชั้นของดวงอาทิตย์ที่พลังงานถูกถ่ายโอนโดยใช้รังสี โฟตอนเอาชนะเขตการแผ่รังสีเกิน 200,000 และออกสู่อวกาศ
• นิวตริโน (trans. Neutrino) เป็นอนุภาคมวลเล็กน้อยที่เล็ดลอดออกมาจากดวงอาทิตย์อันเป็นผลมาจากปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชัน นิวตริโนนับแสนผ่านร่างกายมนุษย์ทุกวินาที แต่พวกเขาไม่ได้ทำอันตรายใด ๆ แก่เรา เราไม่รู้สึกถึงพวกมัน
• Chromospheric Flare (trans. Chromospheric Flare) - สนามแม่เหล็กของดาวของเราสามารถบิดเบี้ยวแล้วแตกออกเป็นหลายรูปแบบ ผลจากการแตกของสนามแม่เหล็กทำให้เกิดแสงแฟลร์ X-ray อันทรงพลังซึ่งเล็ดลอดออกมาจากพื้นผิวของดวงอาทิตย์
• Magnetic Field Loop - สนามแม่เหล็กของดวงอาทิตย์อยู่เหนือโฟโตสเฟียร์ และสามารถมองเห็นได้เมื่อพลาสมาร้อนเคลื่อนที่ไปตามเส้นแม่เหล็กในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์
• จุด - จุดบอดบนดวงอาทิตย์ (trans. Sunspots) - เหล่านี้คือสถานที่บนพื้นผิวของดวงอาทิตย์ที่สนามแม่เหล็กผ่านพื้นผิวของดวงอาทิตย์และอุณหภูมิจะต่ำกว่า มักจะวนเป็นวง
• อนุภาคพลัง (ทรานส์. อนุภาคพลัง) - พวกมันมาจากพื้นผิวของดวงอาทิตย์เป็นผลให้ลมสุริยะถูกสร้างขึ้น ในพายุสุริยะ ความเร็วของพวกมันถึงความเร็วแสง
• X-rays (trans. X-rays) - รังสีที่ตามนุษย์มองไม่เห็น เกิดขึ้นระหว่างเปลวไฟบนดวงอาทิตย์
• จุดสว่างและบริเวณแม่เหล็กอายุสั้น (ทรานส์ จุดสว่างและบริเวณแม่เหล็กอายุสั้น) - เนื่องจากความแตกต่างของอุณหภูมิ จุดสว่างและสลัวจึงปรากฏบนพื้นผิวของดวงอาทิตย์

โฟโตสเฟียร์ - นี่คือพื้นผิวที่มองเห็นได้ของดาวฤกษ์ ซึ่งคายรังสีออปติคอลออกมาจำนวนมาก ความหนาของชั้นนี้อยู่ที่ 100 ถึง 400 กม. และอุณหภูมิตั้งแต่ 6600 °K (ด้านใน) ถึง 4400 °K (ที่ขอบด้านนอก) ขนาดของดวงอาทิตย์ถูกกำหนดโดยโฟโตสเฟียร์อย่างแม่นยำ ก๊าซที่นี่ค่อนข้างหายาก และความเร็วในการหมุนจะแตกต่างกันไปตามพื้นที่ ในเขตเส้นศูนย์สูตร การปฏิวัติหนึ่งครั้งเกิดขึ้นใน 24 วัน และในภูมิภาคของขั้วใน 30 วัน

เปลือกนี้ล้อมรอบโฟโตสเฟียร์และมีความหนาประมาณ 2,000 กม. ขอบเขตด้านบนของโครโมสเฟียร์นั้นมีลักษณะเฉพาะด้วยการดีดออก - spicules ร้อนอย่างต่อเนื่อง ส่วนนี้ของดวงอาทิตย์สามารถมองเห็นได้ในช่วงสุริยุปราคาเต็มดวงเท่านั้น แล้วปรากฏเป็นโทนสีแดง

นี่คือเปลือกสุดท้าย โดดเด่นด้วยการปรากฏตัวของความโดดเด่นและการปะทุของพลังงาน พวกมันกระเด็นออกไปหลายแสนกิโลเมตร ทำให้เกิดลมสุริยะ

อุณหภูมิของโคโรนาสูงกว่าพื้นผิวของดวงอาทิตย์มาก - 1,000,000 ° K - 2,000,000 ° K และในบางสถานที่ตั้งแต่ 8,000,000 ° K ถึง 29,000,000 ° K แต่คุณสามารถเห็นโคโรนาในช่วงสุริยุปราคาเท่านั้น มงกุฎเปลี่ยนรูปร่าง การเปลี่ยนแปลงขึ้นอยู่กับวัฏจักร ที่จุดสูงสุดจะมีรูปร่างโค้งมนและที่ค่าต่ำสุดจะยืดออกตามเส้นศูนย์สูตร

ลมแดด

ลมสุริยะเป็นกระแสของอนุภาคไอออไนซ์ที่พุ่งออกมาจากดวงอาทิตย์ในทุกทิศทางด้วยความเร็วประมาณ 400 กม. ต่อวินาที แหล่งที่มาของลมสุริยะคือโคโรนาสุริยะ อุณหภูมิของโคโรนาของดวงอาทิตย์สูงมากจนแรงโน้มถ่วงไม่สามารถเก็บสสารไว้ใกล้พื้นผิวได้ และส่วนหนึ่งของสสารนี้จะบินสู่อวกาศอย่างต่อเนื่อง

แม้ว่าเราจะเข้าใจเหตุผลทั่วไปว่าทำไมลมสุริยะจึงเกิดขึ้น แต่รายละเอียดหลายประการของกระบวนการนี้ยังไม่ชัดเจน โดยเฉพาะอย่างยิ่งในปัจจุบันยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัดว่าก๊าซโคโรนัลถูกเร่งให้มีความเร็วสูงเช่นนี้ที่ไหน

§ 43. อาทิตย์

ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่มีปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันให้พลังงานที่จำเป็นต่อการดำรงชีวิตแก่เรา

ดวงอาทิตย์เป็นดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้โลกที่สุด มันให้แสงและความร้อนโดยที่ชีวิตบนโลกจะเป็นไปไม่ได้ ส่วนหนึ่งของพลังงานแสงอาทิตย์ที่ตกลงมาบนโลกถูกดูดกลืนและกระจายไปตามชั้นบรรยากาศ หากไม่เป็นเช่นนั้น พลังงานรังสีที่พื้นผิวโลกแต่ละตารางเมตรได้รับจากรังสีของดวงอาทิตย์ที่ตกลงมาในแนวตั้งจะอยู่ที่ประมาณ 1.4 kW / m 2 ค่านี้เรียกว่า ค่าคงที่แสงอาทิตย์. เมื่อทราบระยะทางเฉลี่ยจากโลกถึงดวงอาทิตย์และค่าคงที่ของดวงอาทิตย์ คุณจะพบกำลังการแผ่รังสีทั้งหมดของดวงอาทิตย์ซึ่งเรียกว่า ความส่องสว่างและเท่ากับประมาณ 4 10 26 อ.

ดวงอาทิตย์เป็นลูกร้อนขนาดมหึมา ซึ่งประกอบด้วยไฮโดรเจนเป็นส่วนใหญ่ (70% ของมวลดวงอาทิตย์) และฮีเลียม (28%) ซึ่งหมุนรอบแกนของมัน (หมุนเป็นเวลา 25-30 วันโลก) ดวงอาทิตย์มีเส้นผ่านศูนย์กลาง 109 เท่าของโลก พื้นผิวที่ชัดเจนของดวงอาทิตย์ โฟโตสเฟียร์- ชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ที่ต่ำที่สุดและหนาแน่นที่สุด ซึ่ง bó พลังงานส่วนใหญ่ที่ปล่อยออกมา ความหนาของโฟโตสเฟียร์อยู่ที่ประมาณ 300 กม. และอุณหภูมิเฉลี่ยอยู่ที่ 6000 เค จุดด่างดำมักจะมองเห็นได้บนดวงอาทิตย์ ( จุดบอดบนดวงอาทิตย์) อยู่ได้หลายวันและบางครั้งเป็นเดือน (รูปที่ 43 เอ). ชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ที่มีความหนา 12-15,000 กม. ซึ่งอยู่เหนือโฟโตสเฟียร์เรียกว่า โครโมสเฟียร์. โคโรนาแสงอาทิตย์ชั้นบรรยากาศชั้นนอกของดวงอาทิตย์ ซึ่งขยายออกไปเป็นระยะทางหลายเส้นผ่านศูนย์กลาง ความสว่างของโครโมสเฟียร์และโคโรนาสุริยะมีขนาดเล็กมาก และสามารถมองเห็นได้เฉพาะในช่วงสุริยุปราคาเต็มดวงเท่านั้น (รูปที่ 43 ข).

เมื่อเราเข้าใกล้ศูนย์กลางของดวงอาทิตย์ อุณหภูมิและความดันจะเพิ่มขึ้น และใกล้จะอยู่ที่ประมาณ 15× 10 6 K และ 2.3 10 16 ป๊ะ ตามลำดับ ที่อุณหภูมิสูงขนาดนั้น สสารสุริยะจะกลายเป็น พลาสม่า- ก๊าซที่ประกอบด้วยนิวเคลียสของอะตอมและอิเล็กตรอน อุณหภูมิและความดันสูงใน แก่นของดวงอาทิตย์โดยมีรัศมีประมาณ 1/3 ของรัศมีดวงอาทิตย์ (รูปที่ 43 ใน) สร้างเงื่อนไขสำหรับปฏิกิริยาระหว่างนิวเคลียสอันเป็นผลมาจากการที่นิวเคลียสเกิดขึ้นและปล่อยพลังงานมหาศาล

ปฏิกิริยานิวเคลียร์ซึ่งนิวเคลียสที่เบากว่าจะถูกเปลี่ยนเป็นนิวเคลียสที่หนักกว่าเรียกว่า เทอร์โมนิวเคลียร์(จาก ลท.เทอร์โม - ความร้อน) เพราะ พวกมันไปได้ที่อุณหภูมิสูงมากเท่านั้น ผลผลิตพลังงานของปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์สามารถมากกว่าการแตกตัวของยูเรเนียมมวลเดียวกันได้หลายเท่า แหล่งพลังงานของดวงอาทิตย์คือปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ที่เกิดขึ้นในแกนกลางของมัน ความดันสูงชั้นนอกของดวงอาทิตย์ไม่เพียงแต่สร้างเงื่อนไขสำหรับการเกิดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์เท่านั้น แต่ยังทำให้แกนกลางของมันไม่ระเบิดด้วย

พลังงานของปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์ถูกปลดปล่อยออกมาในรูปของรังสีแกมมาซึ่งออกจากแกนกลางของดวงอาทิตย์เข้าสู่ชั้นทรงกลมที่เรียกว่า โซนสดใสมีความหนาประมาณ 1/3 ของรัศมีดวงอาทิตย์ (รูปที่ 43 ใน). สารที่อยู่ในเขตรังสีจะดูดซับรังสีแกมมาที่มาจากนิวเคลียสและปล่อยรังสีออกมาเอง แต่มีความถี่ต่ำกว่า ดังนั้น เมื่อควอนตารังสีเคลื่อนที่จากภายในสู่ภายนอก พลังงานและความถี่ของพวกมันจะลดลง และรังสีแกมมาจะค่อยๆ เปลี่ยนเป็นอัลตราไวโอเลต ที่มองเห็นได้ และอินฟราเรด

เปลือกนอกของดวงอาทิตย์เรียกว่า เขตพาความร้อนซึ่งเกิดการผสมของสาร ( การพาความร้อน) และการถ่ายโอนพลังงานดำเนินการโดยการเคลื่อนที่ของสารเอง (รูปที่ 43 ใน). การพาความร้อนที่ลดลงทำให้อุณหภูมิลดลง 1-2 พันองศาและการปรากฏตัวของจุดบอดบนดวงอาทิตย์ ในเวลาเดียวกัน การพาความร้อนรุนแรงขึ้นใกล้กับจุดบอดบนดวงอาทิตย์ และสสารที่ร้อนกว่าจะถูกส่งไปยังพื้นผิวของดวงอาทิตย์ และในโครโมสเฟียร์ ความโดดเด่น– การปล่อยสสารในระยะทางไม่เกิน ½ ของรัศมีดวงอาทิตย์ การจำมักมาพร้อมกับ เปลวสุริยะ- แสงจ้าของโครโมสเฟียร์ รังสีเอกซ์ และการไหลของอนุภาคที่มีประจุเร็ว เป็นที่ประจักษ์แล้วว่า ธรรมทั้งหลายเหล่านี้เรียกว่า กิจกรรมพลังงานแสงอาทิตย์, เกิดขึ้นบ่อยขึ้น, จุดดับดวงอาทิตย์มากขึ้น. จำนวนจุดบอดบนดวงอาทิตย์จะแปรผันโดยเฉลี่ยเป็นระยะเวลา 11 ปี

ทบทวนคำถาม:

· อะไร เท่ากับค่าคงที่ของดวงอาทิตย์ แล้วอะไรเรียกว่าความส่องสว่างของดวงอาทิตย์?

· โครงสร้างภายในของดวงอาทิตย์คืออะไร?

· เหตุใดปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์จึงเกิดขึ้นที่แกนกลางของดวงอาทิตย์เท่านั้น

· รายการปรากฏการณ์ของกิจกรรมแสงอาทิตย์?

ข้าว. 43. ( เอ) เป็นจุดที่ดวงอาทิตย์ ( ข) คือโคโรนาสุริยะในช่วงสุริยุปราคา ( ใน) เป็นโครงสร้างของดวงอาทิตย์ ( 1 - นิวเคลียส, 2 - โซนรัศมี 3 คือเขตพาความร้อน)

โครงสร้างภายในของดวงอาทิตย์

© Vladimir Kalanov
ความรู้คือพลัง

สิ่งที่มองเห็นได้บนดวงอาทิตย์?

ทุกคนรู้แน่ชัดว่าเป็นไปไม่ได้ที่จะมองดวงอาทิตย์ด้วยตาเปล่า และยิ่งกว่านั้นเมื่อมองผ่านกล้องโทรทรรศน์ที่ไม่มีฟิลเตอร์พิเศษที่มืดมากหรืออุปกรณ์อื่นๆ ที่ทำให้แสงอ่อนลง ละเลยข้อห้ามนี้ ผู้สังเกตการณ์อาจเสี่ยงต่อการตาไหม้อย่างรุนแรง วิธีที่ง่ายที่สุดในการดูดวงอาทิตย์คือการฉายภาพลงบนหน้าจอสีขาว ด้วยความช่วยเหลือของกล้องโทรทรรศน์มือสมัครเล่นขนาดเล็ก คุณจะได้ภาพขยายของจานสุริยะ ภาพนี้เห็นอะไร? ประการแรก ความคมชัดของขอบสุริยะดึงดูดความสนใจ ดวงอาทิตย์เป็นลูกแก๊สที่ไม่มีขอบเขตชัดเจน ความหนาแน่นของดวงอาทิตย์ค่อยๆ ลดลง เหตุใดเราจึงเห็นว่ามันถูกกำหนดไว้อย่างเฉียบขาด? ความจริงก็คือรังสีที่มองเห็นได้เกือบทั้งหมดของดวงอาทิตย์มาจากชั้นบางๆ ซึ่งมีชื่อพิเศษว่าโฟโตสเฟียร์ (กรีก "ทรงกลมแห่งแสง"). ความหนาของโฟโตสเฟียร์ไม่เกิน 300 กม. ชั้นเรืองแสงบางๆ นี้ทำให้ผู้สังเกตการณ์ได้ภาพมายาว่าดวงอาทิตย์มี "พื้นผิว"

โครงสร้างภายในของดวงอาทิตย์

โฟโตสเฟียร์

ชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์เริ่มลึกกว่าขอบจานสุริยะที่มองเห็นได้ 200-300 กม. ชั้นบรรยากาศที่ลึกที่สุดเหล่านี้เรียกว่าโฟโตสเฟียร์ เนื่องจากความหนาของพวกมันไม่เกินหนึ่งในสามพันของรัศมีดวงอาทิตย์ บางครั้งโฟโตสเฟียร์จึงถูกเรียกว่าพื้นผิวของดวงอาทิตย์อย่างมีเงื่อนไข ความหนาแน่นของก๊าซในโฟโตสเฟียร์นั้นใกล้เคียงกับชั้นสตราโตสเฟียร์ของโลก และน้อยกว่าที่พื้นผิวโลกหลายร้อยเท่า อุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์ลดลงจาก 8000 K ที่ความลึก 300 กม. เป็น 4000 K ในชั้นบนสุด อุณหภูมิของชั้นกลางนั้น การแผ่รังสีที่เรารับรู้ ประมาณ 6000 K. ภายใต้สภาวะดังกล่าว โมเลกุลของก๊าซเกือบทั้งหมดจะแตกตัวเป็นอะตอมเดี่ยวๆ เฉพาะในชั้นบนสุดของโฟโตสเฟียร์เท่านั้นที่มีโมเลกุลที่เรียบง่ายและอนุมูลประเภท H, OH, CH ที่เก็บรักษาไว้ บทบาทพิเศษในชั้นบรรยากาศสุริยะนั้นไม่พบในธรรมชาติบนบก ไฮโดรเจนไอออนลบซึ่งเป็นโปรตอนที่มีอิเล็กตรอนสองตัว สารประกอบที่ผิดปกตินี้เกิดขึ้นในชั้นโฟโตสเฟียร์ชั้นนอกที่บางและ "เย็นที่สุด" เมื่ออิเล็กตรอนอิสระที่มีประจุลบ "เกาะ" กับอะตอมไฮโดรเจนที่เป็นกลาง ซึ่งมาจากแคลเซียม โซเดียม แมกนีเซียม เหล็ก และโลหะอื่นๆ ที่แตกตัวเป็นไอออนได้ง่าย เมื่อผลิตออกมา ไฮโดรเจนไอออนลบจะปล่อยแสงที่มองเห็นได้เกือบทั้งหมด ไอออนดูดซับแสงเดียวกันอย่างตะกละตะกลาม ซึ่งเป็นเหตุให้ความทึบของบรรยากาศเติบโตอย่างรวดเร็วด้วยความลึก ดังนั้นขอบที่มองเห็นได้ของดวงอาทิตย์จึงดูเฉียบคมมาก

ในกล้องโทรทรรศน์ที่มีกำลังขยายสูง คุณสามารถสังเกตรายละเอียดเล็กๆ ของโฟโตสเฟียร์ได้ ดูเหมือนว่าทุกอย่างจะเต็มไปด้วยเม็ดเล็กๆ สว่างๆ - เม็ดเล็กๆ คั่นด้วยเครือข่ายของเส้นทางมืดแคบๆ แกรนูลเป็นผลมาจากการผสมของกระแสก๊าซที่อุ่นขึ้นและกระแสที่เย็นลง ความแตกต่างของอุณหภูมิระหว่างพวกมันในชั้นนอกนั้นค่อนข้างเล็ก (200-300 K) แต่ลึกกว่านั้นในเขตพาความร้อนจะมากกว่าและการผสมจะเข้มข้นกว่ามาก การพาความร้อนในชั้นนอกของดวงอาทิตย์มีบทบาทอย่างมากในการกำหนดโครงสร้างโดยรวมของชั้นบรรยากาศ ในที่สุด มันคือพาความร้อนอันเป็นผลมาจากปฏิสัมพันธ์ที่ซับซ้อนกับสนามแม่เหล็กสุริยะ ซึ่งเป็นสาเหตุของปรากฏการณ์ที่หลากหลายของกิจกรรมสุริยะ สนามแม่เหล็กมีส่วนร่วมในกระบวนการทั้งหมดบนดวงอาทิตย์ ในบางครั้ง สนามแม่เหล็กที่มีความเข้มข้นเกิดขึ้นในบริเวณเล็กๆ ของบรรยากาศสุริยะ ซึ่งแรงกว่าบนโลกหลายพันเท่า พลาสมาที่แตกตัวเป็นไอออนเป็นตัวนำที่ดี ไม่สามารถเคลื่อนที่ข้ามเส้นเหนี่ยวนำแม่เหล็กของสนามแม่เหล็กแรงสูงได้ ดังนั้นในสถานที่ดังกล่าวจึงยับยั้งการผสมและการเพิ่มขึ้นของก๊าซร้อนจากด้านล่างและพื้นที่มืดปรากฏขึ้น - จุดบอดบนดวงอาทิตย์ เมื่อเทียบกับแบ็คกราวด์ของโฟโตสเฟียร์ที่ตระการตา ดูเหมือนเป็นสีดำสนิท แม้ว่าในความเป็นจริงแล้วความสว่างของแสงจะอ่อนลงเพียงสิบเท่าเท่านั้น เมื่อเวลาผ่านไป ขนาดและรูปร่างของจุดจะเปลี่ยนไปอย่างมาก เกิดขึ้นในรูปแบบของจุดที่แทบจะสังเกตไม่เห็น - รูขุมขนจุดนั้นค่อยๆเพิ่มขนาดเป็นหลายหมื่นกิโลเมตร ตามกฎแล้วจุดขนาดใหญ่ประกอบด้วยส่วนที่มืด (แกนกลาง) และส่วนที่มืดน้อยกว่า - เงามัวซึ่งเป็นโครงสร้างที่ทำให้จุดปรากฏของกระแสน้ำวน จุดต่างๆ ล้อมรอบไปด้วยบริเวณที่สว่างกว่าของโฟโตสเฟียร์ เรียกว่า faculae หรือสนามคบเพลิง โฟโตสเฟียร์ค่อยๆ ผ่านเข้าไปในชั้นบรรยากาศสุริยะชั้นนอกที่หายากมากขึ้น นั่นคือโครโมสเฟียร์และโคโรนา

โครโมสเฟียร์

เหนือโฟโตสเฟียร์คือโครโมสเฟียร์ ซึ่งเป็นชั้นที่ไม่เป็นเนื้อเดียวกันซึ่งมีอุณหภูมิตั้งแต่ 6,000 ถึง 20,000 เค โครโมสเฟียร์ (กรีกสำหรับ "ทรงกลมสี") ได้รับการตั้งชื่อตามสีแดงม่วง สามารถมองเห็นได้ในช่วงสุริยุปราคาเต็มดวงเป็นวงแหวนสว่างขาดๆ รอบจานดำของดวงจันทร์ที่เพิ่งบดบังดวงอาทิตย์ โครโมสเฟียร์มีความแตกต่างกันมากและส่วนใหญ่ประกอบด้วยลิ้นที่ยาว (spicules) ทำให้ดูเหมือนหญ้าที่กำลังไหม้ อุณหภูมิของไอพ่นโครโมสเฟียร์เหล่านี้สูงกว่าในโฟโตสเฟียร์สองถึงสามเท่า และความหนาแน่นต่ำกว่าหลายแสนเท่า ความยาวทั้งหมดของโครโมสเฟียร์อยู่ที่ 10-15,000 กิโลเมตร การเพิ่มขึ้นของอุณหภูมิในโครโมสเฟียร์นั้นอธิบายได้จากการแพร่กระจายของคลื่นและสนามแม่เหล็กที่เจาะเข้าไปในนั้นจากโซนพาความร้อน สารจะร้อนขึ้นในลักษณะเดียวกับในเตาไมโครเวฟขนาดยักษ์ ความเร็วของการเคลื่อนที่ด้วยความร้อนของอนุภาคเพิ่มขึ้น การชนกันระหว่างอนุภาคจะบ่อยขึ้น และอะตอมสูญเสียอิเล็กตรอนภายนอก: สสารจะกลายเป็นพลาสมาร้อนที่แตกตัวเป็นไอออน กระบวนการทางกายภาพที่เหมือนกันเหล่านี้สนับสนุนและผิดปกติ อุณหภูมิสูงชั้นนอกสุดของชั้นบรรยากาศสุริยะซึ่งอยู่เหนือโครโมสเฟียร์

บ่อยครั้งในช่วงสุริยุปราคา (และด้วยความช่วยเหลือของเครื่องมือสเปกตรัมพิเศษ - แม้จะไม่ต้องรอสุริยุปราคา) เหนือพื้นผิวของดวงอาทิตย์ เราสามารถสังเกตเห็น "น้ำพุ", "เมฆ", "กรวย", "พุ่มไม้", "โค้ง" ที่มีรูปร่างแปลกประหลาด และการก่อตัวที่ส่องสว่างอื่น ๆ จากสารโครโมสเฟียร์ พวกมันอยู่นิ่งหรือเปลี่ยนแปลงช้า ล้อมรอบด้วยไอพ่นโค้งเรียบที่ไหลเข้าหรือออกจากโครโมสเฟียร์ ซึ่งพุ่งสูงขึ้นหลายหมื่นและหลายแสนกิโลเมตร นี่คือการก่อตัวที่ยิ่งใหญ่ที่สุดของชั้นบรรยากาศสุริยะ - เมื่อสังเกตในเส้นสเปกตรัมสีแดงที่ปล่อยออกมาจากอะตอมไฮโดรเจน พวกมันจะปรากฏบนพื้นหลังของจานสุริยะเป็นเส้นใยสีเข้ม ยาว และโค้ง ความโดดเด่นมีความหนาแน่นและอุณหภูมิใกล้เคียงกับโครโมสเฟียร์โดยประมาณ แต่พวกมันอยู่เหนือมันและล้อมรอบด้วยชั้นบนที่สูงขึ้นและหายากมากของชั้นบรรยากาศสุริยะ ความโดดเด่นไม่ตกลงไปในโครโมสเฟียร์เพราะสารของพวกมันได้รับการสนับสนุนจากสนามแม่เหล็กของบริเวณแอคทีฟของดวงอาทิตย์ เป็นครั้งแรกที่นักดาราศาสตร์ชาวฝรั่งเศสชื่อ Pierre Jansen และ Joseph Lockyer เพื่อนร่วมงานชาวอังกฤษของเขาสังเกตเห็นสเปกตรัมของความโดดเด่นนอกสุริยุปราคา ในปี 1868 ร่องสเปกโตรสโคปอยู่ในตำแหน่งที่มันจะตัดผ่านขอบดวงอาทิตย์ และหากมี เด่นอยู่ใกล้ ๆ แล้วคุณจะสังเกตเห็นสเปกตรัมของรังสีของมัน โดยการชี้รอยกรีดไปที่ส่วนต่างๆ ของความโดดเด่นหรือโครโมสเฟียร์ เราสามารถศึกษาพวกมันเป็นส่วนๆ ได้ สเปกตรัมของความโดดเด่น เช่นเดียวกับโครโมสเฟียร์ ประกอบด้วยเส้นสว่าง ซึ่งส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจน ฮีเลียม และแคลเซียม เส้นการปล่อยขององค์ประกอบทางเคมีอื่น ๆ ก็มีอยู่เช่นกัน แต่ก็อ่อนแอกว่ามาก ความโดดเด่นบางอย่างที่ใช้เวลานานโดยไม่มีการเปลี่ยนแปลงที่สังเกตได้ก็ระเบิดอย่างที่เป็นอยู่และสารของพวกมันถูกขับออกสู่อวกาศในอวกาศด้วยความเร็วหลายร้อยกิโลเมตรต่อวินาที การปรากฏตัวของโครโมสเฟียร์ยังเปลี่ยนแปลงบ่อยครั้งซึ่งบ่งบอกถึงการเคลื่อนที่อย่างต่อเนื่องของก๊าซที่เป็นส่วนประกอบ บางครั้งบางสิ่งที่คล้ายกับการระเบิดเกิดขึ้นในบริเวณเล็กๆ ของชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ สิ่งเหล่านี้เรียกว่าเปลวไฟโครโมสเฟียร์ โดยปกติจะใช้เวลาหลายสิบนาที ในระหว่างการลุกเป็นไฟในเส้นสเปกตรัมของไฮโดรเจน ฮีเลียม แคลเซียมที่แตกตัวเป็นไอออน และองค์ประกอบอื่นๆ ความส่องสว่างของแต่ละส่วนของโครโมสเฟียร์จะเพิ่มขึ้นเป็นสิบเท่าอย่างกะทันหัน รังสีอัลตราไวโอเลตและรังสีเอกซ์เพิ่มขึ้นอย่างมากโดยเฉพาะอย่างยิ่ง: บางครั้งพลังงานของรังสีเอกซ์อาจสูงกว่าพลังงานทั้งหมดของดวงอาทิตย์หลายเท่าในบริเวณความยาวคลื่นสั้นของสเปกตรัมก่อนเกิดแสงแฟลร์ สปอต, คบไฟ, ความโดดเด่น, เปลวไฟโครโมสเฟียร์ล้วนเป็นปรากฏการณ์ของกิจกรรมสุริยะ ด้วยกิจกรรมที่เพิ่มขึ้นจำนวนของการก่อตัวเหล่านี้บนดวงอาทิตย์จะมากขึ้น

บรรยากาศพระอาทิตย์

ชื่อเลเยอร์	ความสูงของขอบบนของชั้น km	ความหนาแน่นกก. / ม. 3	อุณหภูมิ K
โฟโตสเฟียร์
โครโมสเฟียร์
	รัศมีสุริยะหลายสิบดวง

จุดดับบนดวงอาทิตย์ (การก่อตัวที่มืดบนดิสก์สุริยะเนื่องจากอุณหภูมิของพวกมันต่ำกว่าอุณหภูมิของโฟโตสเฟียร์ ~ 1,500 K) ประกอบด้วยวงรีสีเข้ม - เงาของจุดที่ล้อมรอบด้วยเงามัวที่มีเส้นใยเบากว่า จุดบอดบนดวงอาทิตย์ที่เล็กที่สุด (รูพรุน) มีเส้นผ่านศูนย์กลางประมาณ 1,000 กม. และเส้นผ่านศูนย์กลางของจุดบอดบนที่ใหญ่ที่สุดที่สังเกตพบนั้นเกิน 100,000 กม. จุดเล็ก ๆ มักมีน้อยกว่า 2 วัน พัฒนา 10-20 วัน ใหญ่ที่สุดสามารถสังเกตได้ถึง 100 วัน

Chromospheric spicules (เสาก๊าซที่แยกได้) มีเส้นผ่านศูนย์กลาง ~1000 กม. สูงถึง ~ 8000 กม. ความเร็วในการขึ้นและลง ~ 20 กม. / วินาที อุณหภูมิ ~ 15,000 K และอายุการใช้งานหลายนาที

ความโดดเด่น (ค่อนข้างเย็นในเมฆหนาแน่นในโคโรนา) ขยายความยาวได้ถึง 1/3 ของรัศมีของดวงอาทิตย์ ลักษณะเด่นที่ "สงบ" ที่พบบ่อยที่สุดคือมีอายุการใช้งานนานถึง 1 ปี ความยาวประมาณ 200,000 กม. ความหนาประมาณ 10,000 กม. และความสูงประมาณ 30,000 กม. ด้วยความเร็ว 100-1000 กม./วินาที ความโดดเด่นของการปะทุอย่างรวดเร็วมักจะพุ่งขึ้นไปด้านบนหลังเปลวไฟ

ในช่วงสุริยุปราคาเต็มดวง ความสว่างของท้องฟ้ารอบดวงอาทิตย์จะอยู่ที่ 1.6 10 -9 ของความสว่างเฉลี่ยของดวงอาทิตย์

ความสว่างของดวงจันทร์ในช่วงสุริยุปราคาเต็มดวงในแสงที่สะท้อนจากโลกคือ 1.1 10 -10 ของความสว่างเฉลี่ยของดวงอาทิตย์

โฟโตสเฟียร์

โฟโตสเฟียร์ (ชั้นที่เปล่งแสง) ก่อให้เกิดพื้นผิวที่มองเห็นได้ของดวงอาทิตย์ ความหนาของมันสอดคล้องกับความหนาเชิงแสงประมาณ 2/3 หน่วย ในแง่ที่แน่นอนโฟโตสเฟียร์มีความหนาตามการประมาณการที่หลากหลายตั้งแต่ 100 ถึง 400 กม. ส่วนหลักของการแผ่รังสีเชิงแสง (ที่มองเห็นได้) ของดวงอาทิตย์มาจากโฟโตสเฟียร์ ในขณะที่การแผ่รังสีจากชั้นที่ลึกกว่าจะไม่มาถึงเราอีกต่อไป อุณหภูมิลดลงจาก 6600 K เป็น 4400 K เมื่อเข้าใกล้ขอบด้านนอกของโฟโตสเฟียร์ อุณหภูมิประสิทธิผลของโฟโตสเฟียร์โดยรวมคือ 5778 K สามารถคำนวณได้ตามกฎของสเตฟาน-โบลต์ซมันน์ ตามกำลังการแผ่รังสี ของร่างกายสีดำสนิทเป็นสัดส่วนโดยตรงกับกำลังที่สี่ของอุณหภูมิร่างกาย ไฮโดรเจนภายใต้สภาวะดังกล่าวยังคงอยู่ในสภาพเป็นกลางเกือบทั้งหมด โฟโตสเฟียร์ก่อตัวเป็นพื้นผิวที่มองเห็นได้ของดวงอาทิตย์ ซึ่งกำหนดขนาดของดวงอาทิตย์ ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ ฯลฯ เนื่องจากก๊าซในโฟโตสเฟียร์นั้นค่อนข้างหายาก ความเร็วในการหมุนของดวงอาทิตย์จึงน้อยกว่าความเร็วในการหมุนมาก ของแข็ง. ในเวลาเดียวกัน ก๊าซในบริเวณเส้นศูนย์สูตรและขั้วโลกเคลื่อนตัวไม่สม่ำเสมอ - ที่เส้นศูนย์สูตรทำให้เกิดการปฏิวัติใน 24 วันที่ขั้วโลก - ใน 30 วัน

โครโมสเฟียร์

โครโมสเฟียร์เป็นเปลือกนอกของดวงอาทิตย์ที่มีความหนาประมาณ 2,000 กม. รอบโฟโตสเฟียร์ ที่มาของชื่อส่วนนี้ของชั้นบรรยากาศสุริยะมีความเกี่ยวข้องกับสีแดง ซึ่งเกิดจากข้อเท็จจริงที่ว่าเส้นการปล่อยไฮโดรเจน H-alpha สีแดงจากชุด Balmer นั้นครอบงำในสเปกตรัมที่มองเห็นได้ของโครโมสเฟียร์ ขอบบนของโครโมสเฟียร์ไม่มีพื้นผิวเรียบเด่นชัดการพุ่งออกมาอย่างร้อนเรียกว่า spicules เกิดขึ้นอย่างต่อเนื่อง จำนวน spicules ที่สังเกตได้พร้อมกันมีค่าเฉลี่ย 60-70,000 ด้วยเหตุนี้ใน ปลายXIXศตวรรษ นักดาราศาสตร์ชาวอิตาลี Secchi สังเกตโครโมสเฟียร์ผ่านกล้องโทรทรรศน์ เปรียบเทียบกับทุ่งหญ้าแพรรีที่กำลังลุกไหม้ อุณหภูมิของโครโมสเฟียร์เพิ่มขึ้นจากความสูง 4,000 ถึง 20,000 K (ช่วงอุณหภูมิที่สูงกว่า 10,000 K ค่อนข้างเล็ก)

ความหนาแน่นของโครโมสเฟียร์ต่ำ ดังนั้นความสว่างจึงไม่เพียงพอสำหรับการสังเกตภายใต้สภาวะปกติ แต่ในช่วงสุริยุปราคาเต็มดวง เมื่อดวงจันทร์บดบังโฟโตสเฟียร์ที่สว่างจ้า โครโมสเฟียร์ที่อยู่เหนือดวงจันทร์จะมองเห็นได้และเรืองแสงเป็นสีแดง นอกจากนี้ยังสามารถสังเกตได้ตลอดเวลาโดยใช้ฟิลเตอร์ออปติคัลแบบวงแคบพิเศษ นอกจากสาย H-alpha ที่กล่าวถึงแล้วซึ่งมีความยาวคลื่น 656.3 นาโนเมตร ฟิลเตอร์ยังสามารถปรับเป็นสาย Ca II K (393.4 นาโนเมตร) และ Ca II H (396.8 นาโนเมตร) โครงสร้างโครโมสเฟียร์หลักที่มองเห็นได้ในเส้นเหล่านี้คือ:

· ตารางโครโมสเฟียร์ที่ครอบคลุมพื้นผิวทั้งหมดของดวงอาทิตย์และประกอบด้วยเส้นรอบเซลล์ supergranulation ที่ยาวถึง 30,000 กม.

floccules - การก่อตัวคล้ายเมฆเบา ๆ ส่วนใหญ่มักถูกกักขังอยู่ในพื้นที่ที่มีสนามแม่เหล็กแรงสูง - พื้นที่แอคทีฟซึ่งมักจะล้อมรอบจุดบอดบนดวงอาทิตย์

เส้นใยและเส้นใย (fibrils) - เส้นสีเข้มที่มีความกว้างและความยาวต่างๆ เช่น flocculi มักพบในบริเวณที่มีการเคลื่อนไหว

มงกุฎ

โคโรนาเป็นเปลือกนอกสุดท้ายของดวงอาทิตย์ โคโรนาประกอบด้วยความโดดเด่นและการปะทุอย่างมีพลัง การปะทุและการปะทุหลายแสนและมากกว่าหนึ่งล้านกิโลเมตรในอวกาศ ก่อตัวเป็นลมสุริยะ อุณหภูมิโคโรนาเฉลี่ยอยู่ที่ 1 ถึง 2 ล้านเค และสูงสุดในบางพื้นที่คือ 8 ถึง 20 ล้านเค แม้จะมีอุณหภูมิสูงเช่นนี้ แต่ก็สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่าเฉพาะในช่วงสุริยุปราคาเต็มดวงเท่านั้น เนื่องจาก ความหนาแน่นของสสารในโคโรนาต่ำ ดังนั้นความสว่างของสารในโคโรนาจึงน้อยด้วย ความร้อนที่รุนแรงผิดปกติของชั้นนี้เห็นได้ชัดว่าเกิดจากผลกระทบของการเชื่อมต่อใหม่ของแม่เหล็กและการกระทำของคลื่นกระแทก (ดู ปัญหาความร้อนจากโคโรนา) รูปร่างของโคโรนาเปลี่ยนแปลงไปตามเฟสของวัฏจักรกิจกรรมสุริยะ: ในช่วงที่มีกิจกรรมสูงสุด โคโรนาจะมีรูปร่างโค้งมน และอย่างน้อยที่สุดก็จะถูกยืดออกตามเส้นศูนย์สูตรสุริยะ เนื่องจากอุณหภูมิของโคโรนาสูงมาก มันจึงแผ่รังสีอย่างรุนแรงในช่วงรังสีอัลตราไวโอเลตและรังสีเอกซ์ รังสีเหล่านี้ไม่ผ่าน ชั้นบรรยากาศของโลกแต่เมื่อเร็ว ๆ นี้มันเป็นไปได้ที่จะศึกษาพวกมันด้วยความช่วยเหลือของยานอวกาศ การแผ่รังสีในบริเวณต่างๆ ของโคโรนาเกิดขึ้นอย่างไม่สม่ำเสมอ มีบริเวณที่เกิดความร้อนและเงียบสงบ รวมถึงหลุมโคโรนาที่มีอุณหภูมิค่อนข้างต่ำ 600,000 K ซึ่งเส้นสนามแม่เหล็กจะโผล่ออกมาในอวกาศ การกำหนดค่าแม่เหล็ก ("เปิด") นี้ช่วยให้อนุภาคปล่อยดวงอาทิตย์ได้โดยไม่มีสิ่งกีดขวาง ดังนั้นลมสุริยะจึงถูกปล่อยออกมาจากรูโคโรนาเป็นหลัก

สเปกตรัมที่มองเห็นได้ของโคโรนาสุริยะประกอบด้วยองค์ประกอบที่แตกต่างกันสามส่วน เรียกว่าส่วนประกอบ L, K และ F (หรือตามลำดับคือ L-corona, K-corona และ F-corona อีกชื่อหนึ่งสำหรับองค์ประกอบ L คือ E- โคโรนา องค์ประกอบ K คือสเปกตรัมต่อเนื่องของโคโรนา เทียบกับพื้นหลัง องค์ประกอบ L ที่ปล่อยออกมาจะมองเห็นได้สูงถึง 9-10 "จากขอบที่มองเห็นได้ของดวงอาทิตย์ เริ่มจากความสูงประมาณ 3" ( เส้นผ่านศูนย์กลางเชิงมุมของดวงอาทิตย์อยู่ที่ประมาณ 30 ") และสูงกว่า สเปกตรัม Fraunhofer สามารถมองเห็นได้ เช่นเดียวกับสเปกตรัมของโฟโตสเฟียร์ มันประกอบเป็นองค์ประกอบ F ของโคโรนาสุริยะที่ความสูง 20' ส่วนประกอบ F จะครอบงำ สเปกตรัมของโคโรนา ความสูง 9-10' ถือเป็นขอบเขตที่แยกโคโรนาชั้นในออกจากด้านนอก การแผ่รังสีของดวงอาทิตย์ที่มีความยาวคลื่นน้อยกว่า 20 นาโนเมตรมาจากโคโรนาทั้งหมด ซึ่งหมายความว่าสำหรับ ตัวอย่างเช่น ในภาพทั่วไปของดวงอาทิตย์ที่ความยาวคลื่น 17.1 นาโนเมตร (171 Å), 19.3 นาโนเมตร (193 Å), 19.5 นาโนเมตร (195 Å) มีเพียงโคโรนาสุริยะที่มีองค์ประกอบของมันเท่านั้นที่มองเห็นได้ และโครโมสเฟียร์และโฟโตสเฟียร์ไม่สามารถมองเห็นได้ มองเห็นได้ มีรูโคโรนาสองรู เกือบตลอดเวลาที่อยู่ใกล้ภาคเหนือและภาคใต้ ขั้วของดวงอาทิตย์ เช่นเดียวกับขั้วอื่นๆ ที่ปรากฏบนพื้นผิวที่มองเห็นได้ชั่วคราว ในทางปฏิบัติแล้วจะไม่ปล่อยรังสีเอกซ์เลย

ลมแดด

จากส่วนนอกของโคโรนาสุริยะลมสุริยะไหลออก - กระแสของอนุภาคไอออไนซ์ (ส่วนใหญ่เป็นโปรตอน, อิเล็กตรอนและอนุภาคα) ซึ่งแพร่กระจายด้วยความหนาแน่นลดลงทีละน้อยจนถึงขอบเขตของเฮลิโอสเฟียร์ ลมสุริยะแบ่งออกเป็นสองส่วนคือลมสุริยะที่ช้าและลมสุริยะที่เร็ว ลมสุริยะช้ามีความเร็วประมาณ 400 กม./วินาที และอุณหภูมิ 1.4–1.6·10 6 K และสัมพันธ์กับโคโรนาอย่างใกล้ชิด ลมสุริยะเร็วมีความเร็วประมาณ 750 กม./วินาที อุณหภูมิ 8·10 5 K และมีองค์ประกอบที่คล้ายคลึงกับสสารของโฟโตสเฟียร์ ลมสุริยะที่พัดช้ามีความหนาแน่นเป็นสองเท่าและคงที่น้อยกว่าลมที่พัดเร็ว ลมสุริยะที่พัดช้ามีโครงสร้างที่ซับซ้อนกว่าและมีบริเวณที่ปั่นป่วน

โดยเฉลี่ยแล้ว ดวงอาทิตย์แผ่รังสีไปตามลมประมาณ 1.3·10 36 อนุภาคต่อวินาที ดังนั้นการสูญเสียมวลรวมของดวงอาทิตย์ (สำหรับรังสีชนิดนี้) คือ 2-3·10 -14 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ต่อปี ความสูญเสียใน 150 ล้านปี เท่ากับมวลของโลก ปรากฏการณ์ทางธรรมชาติมากมายบนโลกเกี่ยวข้องกับการรบกวนของลมสุริยะ รวมทั้งพายุจากธรณีแม่เหล็กและออโรรา

การวัดลักษณะของลมสุริยะโดยตรงครั้งแรกได้ดำเนินการในเดือนมกราคม 2502 โดยสถานี Luna-1 ของสหภาพโซเวียต การสังเกตถูกดำเนินการโดยใช้ตัวนับการเรืองแสงวาบและตัวตรวจจับก๊าซไอออไนซ์ สามปีต่อมา นักวิทยาศาสตร์ชาวอเมริกันทำการวัดแบบเดียวกันโดยใช้สถานี Mariner-2 ในช่วงปลายทศวรรษ 1990 โดยใช้เครื่องวัดรังสีอัลตราไวโอเลต Coronal (อังกฤษ.อัลตราไวโอเลต พระราชพิธีบรมราชาภิเษก สเปกโตรมิเตอร์ ( UVCS) ) บนดาวเทียม SOHO การสังเกตการณ์เกิดขึ้นจากบริเวณที่เกิดลมสุริยะอย่างรวดเร็วที่ขั้วสุริยะ