> З чого складається Сонце

Дізнайтесь, із чого складається Сонце: опис структури та складу зірки, перерахування хімічних елементів, кількість та характеристика шарів з фото, діаграма.

З Землі, Сонце виглядає як гладка вогненна куля, і до відкриття комічним кораблем Galileo плям на Сонці багато астрономів вважали, що воно ідеальної форми без дефектів. Тепер ми знаємо, що Сонце складаєтьсяз кількох шарів, як і Земля, кожен із яких виконує свою функцію. Ця структура Сонця, схожа на масивну піч, є постачальником енергії на Землі, необхідної для земного життя.

З яких елементів складається Сонце?

Якби у вас вдалося розкласти зірку на частини, і порівняти складові елементи, ви зрозуміли б, що склад являє собою 74% водню і 24% гелію. Також, Сонце складається з 1% кисню, і 1%, що залишився - це такі хімічні елементитаблиці Менделєєва як хром, кальцій, неон, вуглець, магній, сірка, кремній, нікель, залізо. Астрономи вважають, що елемент важчий за гелій – це метал.

Як з'явилися всі ці елементи Сонця? Внаслідок Великого Вибуху з'явилися водень та гелій. На початку становлення Всесвіту перший елемент, водень, з'явився з елементарних частинок. Через велику температуру і тиск умови в Всесвіті були як в ядрі зірки. Пізніше водень синтезувався в гелій, доки у Всесвіті була висока температура, необхідна для перебігу реакції синтезу. Існуючі пропорції водню та гелію, які є у Всесвіті зараз, склалися після Великого Вибуху і не змінювалися.

Інші елементи Сонця створено інших зірках. У ядрах зірок постійно відбувається процес синтезу водню до гелію. Після вироблення всього кисню в ядрі вони переходять на ядерний синтез більш важких елементів, таких як літій, кисень, гелій. Багато важких металів, які є в Сонці, утворювалися і в інших зірках наприкінці їхнього життя.

Утворення найважчих елементів, золота та урану, відбувалося, коли зірки, у багато разів більші від нашого Сонця, детонували. За частки секунди утворення чорної діри елементи стикалися на великій швидкості і утворювалися найважчі елементи. Вибух розкидав ці елементи по всьому Всесвіту, де вони допомогли утворитися новим зіркам.

Наше Сонце зібрало елементи, створені Великим Вибухом, елементи від вмираючих зірок і частинки з'явилися в результаті нових детонацій зірок.

З яких шарів складається Сонце

На перший погляд, Сонце - просто куля, що складається з гелію та водню, але при глибшому вивченні видно, що воно складається з різних верств. При русі до ядра, температура і тиск збільшуються, у результаті були створені шари, оскільки за різних умов водень і гелій мають різні характеристики.

Сонячне ядро

Почнемо наш рух шарами від ядра до зовнішнього шару складу Сонця. У внутрішньому шарі Сонця – ядрі, температура і тиск дуже високі, що сприяють перебігу ядерного синтезу. Сонце створює з водню атоми гелію, внаслідок цієї реакції утворюється світло та тепло, які доходять до . Прийнято вважати, що температура на Сонці близько 13,600,000 градусів за Кельвіном, а щільність ядра в 150 разів вища за щільність води.

Вчені та астрономи вважають, що ядро ​​Сонця досягає близько 20% довжини сонячного радіусу. І всередині ядра, висока температура та тиск сприяють розриву атомів водню на протони, нейтрони та електрони. Сонце перетворює їх у атоми гелію, не дивлячись на їхній вільно плаваючий стан.

Така реакція називається екзотермічною. При протіканні цієї реакції виділяється велика кількість тепла, що дорівнює 389 х 10 31 дж. за секунду.

Радіаційна зона Сонця

Ця зона бере свій початок біля межі ядра (20% сонячного радіусу) і досягає довжини до 70% радіусу Сонця. Усередині цієї зони знаходиться сонячна речовина, яка за своїм складом досить щільна і гаряча, тому теплове випромінюванняпроходить через нього, не втрачаючи тепло.

Усередині сонячного ядра протікає реакція ядерного синтезу – створення атомів гелію внаслідок злиття протонів. Внаслідок цієї реакції відбувається велика кількість гамма-випромінювання. У цьому процесі випромінюються фотони енергії, потім поглинаються в радіаційній зоні і випромінюються різними частинками знову.

Траєкторію руху фотона прийнято називати «випадковим блуканням». Замість руху прямою траєкторією до поверхні Сонця, фотон рухається зигзагоподібно. У результаті, кожному фотону потрібно приблизно 200.000 років подолання радіаційної зони Сонця. При переході від однієї частки до іншої частці відбувається втрата енергії фотоном. Для Землі це добре, адже ми могли б отримувати лише гамма-випромінювання, що йде від Сонця. Фотону, що потрапив у космос, необхідно 8 хвилин для подорожі до Землі.

Велика кількість зірок мають радіаційні зони, і їх розміри залежить від масштабу зірки. Чим менша зірка, тим меншими будуть зони, більшу частину якої займатиме конвективна зона. У найменших зірок можуть бути відсутні радіаційні зони, а конвективна зона досягатиме відстань до ядра. У найбільших зірок ситуація протилежна, радіаційна зона тягнеться до поверхні.

Конвективна зона

Конвективна зона знаходиться зовні радіаційної зони, де внутрішнє тепло Сонця перетікає стовпами гарячого газу.

Майже всі зірки мають таку зону. У нашого Сонця вона тягнеться від 70% радіусу Сонця до поверхні (фотосфери). Газ у глибині зірки, біля самого ядра, нагріваючись, піднімається на поверхню, як пухирці воску в лампадці. При досягненні поверхні зірки відбувається втрата тепла, при охолодженні газ назад занурюється до центру, за відновленням теплової енергії. Як приклад, можна привезти каструлю з киплячою водою на вогні.

Поверхня Сонця схожа на пухкий ґрунт. Ці нерівності є стовпи гарячого газу, що несуть тепло до поверхні Сонця. Їхня ширина досягає 1000 км, а час розсіювання досягає 8-20 хвилин.

Астрономи вважають, що зірки маленької маси, такі як червоні карлики, мають лише конвективну зону, яка простягається до ядра. У них відсутня радіаційна зона, що не можна сказати про Сонце.

Фотосфера

Єдиний видимий із Землі шар Сонця – . Нижче цього шару Сонце стає непрозорим, і астрономи використовують інші методи вивчення внутрішньої частини нашої зірки. Температури поверхні досягає 6000 Кельвін, світиться жовто-білим кольором, видимим із Землі.

Атмосфера Сонця знаходиться поза фотосферою. Та частина Сонця, яку видно під час сонячного затемнення, називається .

Будова Сонця у діаграмі

NASA спеціально розробило для освітніх потреб схематичне зображення будови та складу Сонця із зазначенням температури для кожного шару:

• (Visible, IR and UV radiation) – це видиме випромінювання, інфрачервоне випромінювання та ультрафіолетове випромінювання. Видиме випромінювання – це світло, яке ми бачимо, що приходить від Сонця. Інфрачервоне випромінювання – це тепло, яке ми відчуваємо. Ультрафіолетове випромінювання – це випромінювання, що дає нам засмагу. Сонце виробляє ці випромінювання одночасно.
• (Photosphere 6000 K) – Фотосфера – це верхній шар Сонця, його поверхня. Температура 6000 Кельвін дорівнює 5700 градусів за Цельсієм.
• Radio emissions (пров. Радіо емісія) – Крім видимого випромінювання, інфрачервоного випромінювання та ультрафіолетового випромінювання, Сонце відправляє радіо емісію, яку астрономи виявили за допомогою радіотелескопа. Залежно кількості плям на Сонці, ця емісія зростає і знижується.
• Coronal Hole (пров. Корональна діра) – Це місця на Сонці, де корона має невелику щільність плазми, в результаті вона темніша і холодніша.
• 2100000 К (2100000 Кельвін) – Радіаційна зона Сонця має таку температуру.
• Convective zone/Turbulent convection (пров. Конвективна зона/Турбулентна конвекція) – Це місця на Сонці, де теплова енергіяядра передається з допомогою конвекції. Стовпи плазми сягають поверхні, віддають своє тепло, і знову спрямовуються вниз, щоб знову нагрітися.
• Coronal loops (пер. Корональні петлі) - петлі, що складаються з плазми, в атмосфері Сонця, що рухаються магнітними лініями. Вони схожі на величезні арки, що тягнуться від поверхні на десятки тисяч кілометрів.
• Core (пров. Ядро) – це сонячне серце, в якому відбувається ядерний синтез за допомогою високої температури та тиску. Вся сонячна енергія походить із ядра.
• 14,500,000 К (пров. 14,500,000 Кельвін) – Температура сонячного ядра.
• Radiative Zone (пров. Радіаційна зона) – шар Сонця, де енергія передається за допомогою радіації. Фотон долає радіаційну зону за 200.000 та виходить у відкритий космос.
• Neutrinos (пер. Нейтрино) – це мізерно по масі частинки, що виходять із Сонця в результаті реакції ядерного синтезу. Сотні тисяч нейтрино проходять через тіло людини щомиті, але ніякої шкоди нам не завдають, ми їх не відчуваємо.
• Chromospheric Flare (пров. Хромосферний спалах) – Магнітне поле нашої зірки може закручуватися, а потім різко розривається у різних формах. Внаслідок розривів магнітних полів з'являються потужні рентгенівські спалахи, що виходять із поверхні Сонця.
• Magnetic Field Loop (пров. Петля магнітного поля) – Магнітне поле Сонця знаходиться над фотосферою, і видно, оскільки розпечена плазма рухається магнітними лініями в атмосфері Сонця.
• Spot-A sunspot (пров. Сонячні плями) - Це місця на поверхні Сонця, де магнітні поля проходять через поверхню Сонця, і на них температура нижча, часто у вигляді петлі.
• Energetic particles (пер. Енергійні частки) – Вони виходять із поверхні Сонця, у результаті створюється сонячний вітер. У сонячних бурях їхня швидкість досягає швидкості світла.
• X-rays (пер. Рентгенівські промені) - невидимі для ока людини промені, що утворюються у спалахів на Сонці.
• Bright spots and short-lived magnetic regions (пров. Яскраві плями та недовгі магнітні регіони) – Через перепад температур на поверхні Сонця з'являються яскраві та тьмяні плями.

Фотосфера – це видима поверхня зірки, що вивергає основну частину оптичного випромінювання. Товщина цього шару від 100 до 400 км, а температура від 6600 ° К (всередині) до 4400 ° К (біля зовнішнього краю). Розміри Сонця визначаються саме фотосферою. Газ тут відносно розріджений, а швидкість його обертання різна залежно від області. В екваторіальній області один оберт відбувається за 24 дні, а в районі полюсів за 30 днів.

Ця оболонка оточує фотосферу, та її товщина близько 2000 км. Верхня межа хромосфери характерна постійними гарячими викидами – спікулами. Цю частину Сонця побачити можна лише за повного сонячного затемнення. Тоді вона проявляється у червоних тонах.

Це остання оболонка. Вона характеризується наявністю протуберанців та виверженнями енергії. Вони вихлюпуються на сотні тисяч кілометрів, породжуючи сонячний вітер.

Температура корони набагато вища за поверхню Сонця – 1 000 000° До – 2 000 000° До, а деяких місцях від 8 000 000° До 29 000 000° До. Але побачити корону можна лише за сонячного затемнення. Корона змінює свою форму. Зміни залежать від циклу. На піках максимуму її форма округла, а мінімальних значеннях – витягнута вздовж екватора.

сонячний вітер

Сонячний вітер - це потік іонізованих частинок, що викидаються із Сонця у всіх напрямках зі швидкістю близько 400 км за секунду. Джерелом сонячного вітру є сонячна корона. Температура корони Сонця настільки висока, що сила гравітації не здатна утримати її речовину поблизу поверхні, і частина цієї речовини безперервно відлітає у міжпланетний простір.

Хоча ми розуміємо загальні причини, через які виникає сонячний вітер, багато деталей цього процесу все ще не зрозумілі. Зокрема, нині до кінця не відомо, де саме корональний газ пришвидшується до таких високих швидкостей.

§ 43. сонце

Сонце - зірка, термоядерна реакція в ядрі якої забезпечує нас енергією, необхідною для життя.

Сонце – найближча до Землі зірка. Воно дає світло і тепло, без яких життя на Землі було б неможливим. Частина сонячної енергії, що падає на Землю, поглинається та розсіюється атмосферою. Якби цього не було, то потужність випромінювання, одержувана кожним квадратним метром поверхні Землі від сонячних променів, що падають прямовисно, становила близько 1,4 кВт/м 2 . Цю величину називають сонячної постійної. Знаючи середню відстань від Землі до Сонця та сонячну постійну, можна знайти сумарну потужність випромінювання Сонця, яка називається його світністюі дорівнює приблизно 4 . 10 26 Вт.

Сонце - величезна розпечена куля, що складається в основному з водню (70% маси Сонця) і гелію (28%), що обертається навколо осі (оборот за 25-30 земних діб). Діаметр Сонця в 109 разів більший, ніж у Землі. Здається поверхня Сонця, його фотосфера- Найнижчий і щільний шар атмосфери Сонця, з якого виходить бó більша частина випромінюваної ним енергії. Товщина фотосфери близько 300 км, а середня температура – ​​6000 К. На Сонці часто видно темні плями ( сонячні плями), що існують протягом декількох днів, а іноді і місяців (рис. 43 а). Шар атмосфери Сонця завтовшки 12-15 тис. км, розташований над фотосферою, називають хромосферою. Сонячна корона-Зовнішній шар атмосфери Сонця, що простягається до відстаней в кілька його діаметрів. Яскравість хромосфери та сонячної корони дуже мала, і їх можна побачити лише за повного сонячного затемнення (рис.43). б).

З наближенням до центру Сонця температура та тиск зростають і поблизу нього становлять близько 15× 10 6 До і 2,3·10 16 Па, відповідно. За такої високої температури сонячна речовина стає плазмою– газом, що складається з атомних ядер та електронів. Висока температура і тиск у ядрі Сонцярадіусом близько 1/3 радіусу Сонця (рис. 43 в) створюють умови протікання реакцій між ядрами , у яких утворюються ядра і виділяється величезна енергія.

Ядерні реакції, у яких з легких ядер одержують важчі, називають термоядерними(Від лат. therme - Тепло), т.к. вони можуть йти лише за дуже високих температур. Енергетичний вихід термоядерної реакції може бути в кілька разів більшим, ніж при розподілі такої ж маси урану. Джерелом енергії Сонця є термоядерні реакції, що відбуваються в його ядрі. Високий тискзовнішніх шарів Сонця як створює умови для протікання термоядерної реакції, а й утримує його ядро ​​від вибуху.

Енергія термоядерної реакції виділяється у вигляді гамма-випромінювання, яке, виходячи з ядра Сонця, потрапляє у сферичний шар, що називається променистою зоноютовщиною близько 1/3 радіусу Сонця (рис. 43 в). Речовина, що знаходиться в променистій зоні, поглинає гамма-випромінювання, що прийшло з ядра, і випромінює своє, але меншої частоти. Тому в міру руху квантів випромінювання зсередини назовні їх енергія та частота зменшуються, і гамма-випромінювання поступово перетворюється на ультрафіолетове, видиме та інфрачервоне.

Зовнішню оболонку Сонця називають конвективною зоною, в якій відбувається перемішування речовини ( конвекція), і перенесення енергії здійснюється рухом самої речовини (рис. 43 в). Зменшення конвекції веде до зниження температури на 1-2 тис. градусів та появи сонячної плями. При цьому поруч із плямою конвекція посилюється, і на поверхню Сонця виноситься гарячіша речовина, а в хромосфері можуть з'являтися протуберанці- Викиди речовини на відстані до ½ радіусу Сонця. Поява плям часто супроводжується сонячними спалахами- Яскравим світінням хромосфери, рентгенівським випромінюванням і потоком швидких заряджених частинок. Встановлено, що ці явища, звані сонячною активністю, зустрічаються тим частіше, що більше сонячних плям. Кількість плям на Сонці змінюється загалом із періодом 11 років.

Запитання для повторення:

· Чому дорівнює сонячна постійна, і що називають світністю Сонця?

· Яка внутрішня будова Сонця?

· Чому термоядерна реакція протікає лише у ядрі Сонця?

· Чи перерахуєте явища сонячної активності?

Рис. 43. ( а) – сонячні плями; ( б) - Сонячна корона при сонячному затемненні; ( в) – будова Сонця ( 1 - Ядро, 2 - промениста зона, 3 - Конвективна зона).

Внутрішня будова Сонця

© Володимир Каланов
Знання-сила

Що видно на Сонці?

Кожному напевно відомо, що не можна дивитися на Сонце неозброєним оком, а тим більше телескоп без спеціальних, дуже темних світлофільтрів або інших пристроїв, що послаблюють світло. Нехтуючи цією забороною, спостерігач ризикує отримати сильний опік очей. Найпростіший спосіб розглядати Сонце – це спроектувати його зображення на білий екран. За допомогою маленького аматорського телескопа можна отримати збільшене зображення сонячного диска. Що видно на цьому зображенні? Насамперед привертає увагу різкість сонячного краю. Сонце - газова куля, яка не має точної межі, щільність її зменшується поступово. Чому ж у такому разі ми бачимо його різко окресленим? Справа в тому, що практично все видиме випромінювання Сонця виходить з дуже тонкого шару, який має спеціальну назву – фотосфера (грец. «сфера світла»). Товщина фотосфери не перевищує 300 км. Саме цей тонкий шар, що світиться, і створює у спостерігача ілюзію того, що Сонце має "поверхню".

Внутрішня будова Сонця

Фотосфера

Атмосфера Сонця починається на 200-300 км глибше видимого краю сонячного диска. Ці найглибші верстви атмосфери називають фотосферою. Оскільки їхня товщина становить не більше однієї тритисячної частки сонячного радіусу, фотосферу іноді умовно називають поверхнею Сонця. Щільність газів у фотосфері приблизно така ж, як у земній стратосфері, і в сотні разів менша, ніж у поверхні Землі. Температура фотосфери зменшується від 8000 К на глибині 300 км до 4000 К у верхніх шарах. Температура того середнього шару, випромінювання якого ми сприймаємо, близько 6000 К. За таких умов майже всі молекули газу розпадаються окремі атоми. Лише у верхніх шарах фотосфери зберігається щодо трохи найпростіших молекул і радикалів типу Н, ВІН, СН. Особливу роль у сонячній атмосфері грає той, хто не зустрічається в земній природі. негативний іон водню, який є протон з двома електронами. Ця незвичайна сполука виникає в тонкому зовнішньому, найбільш "холодному" шарі фотосфери при "налипанні" на нейтральні атоми водню негативно заряджених вільних електронів, які поставляються легко іонізованими атомами кальцію, натрію, магнію, заліза та інших металів. У разі негативні іони водню випромінюють більшу частину видимого світла. Це світло іони жадібно поглинають, через що непрозорість атмосфери з глибиною швидко зростає. Тому видимий край Сонця і здається дуже різким.

У телескоп із великим збільшенням можна спостерігати тонкі деталі фотосфери: вся вона здається усипаною дрібними яскравими зернятками - гранулами, розділеними мережею вузьких темних доріжок. Грануляція є результатом перемішування спливаючих тепліших потоків газу і холодніших. Різниця температур між ними у зовнішніх шарах порівняно невелика (200-300 К), але глибше, в конвективній зоні, вона більша, і перемішування відбувається значно інтенсивніше. Конвекція у зовнішніх верствах Сонця грає величезну роль, визначаючи загальну структуру атмосфери. У кінцевому рахунку саме конвекція внаслідок складної взаємодії із сонячними магнітними полями є причиною всіх різноманітних проявів сонячної активності. Магнітні поля беруть участь у всіх процесах на Сонці. Часом у невеликій області сонячної атмосфери виникають концентровані магнітні поля, у кілька тисяч разів сильніші, ніж Землі. Іонізована плазма - хороший провідник, вона не може переміщатися поперек ліній магнітної індукції сильного магнітного поля. Тому в таких місцях перемішування та підйом гарячих газів знизу гальмується, і виникає темна область – сонячна пляма. На тлі сліпучої фотосфери воно здається зовсім чорним, хоча насправді яскравість його слабша лише раз на десять. З часом величина та форма плям сильно змінюються. Виникнувши у вигляді ледь помітної точки - пори, пляма поступово збільшує свої розміри до кількох десятків тисяч кілометрів. Великі плями, як правило, складаються з темної частини (ядра) і менш темної - півтіні, структура якої надає плямі виду вихора. Плями бувають оточені яскравішими ділянками фотосфери, званими смолоскипами або смолоскипними полями. Фотосфера поступово перетворюється на більш розріджені зовнішні верстви сонячної атмосфери - хромосферу і корону.

Хромосфера

Над фотосферою розташовується хромосфера, неоднорідний шар, температура в якому коливається від 6000 до 20000 К. Хромосфера (грецьк. "сфера кольору") названа так за своє червонувато-фіолетове забарвлення. Вона видно під час повних сонячних затемнень як клапчасте яскраве кільце навколо чорного диска Місяця, що тільки-но затьмарило Сонце. Хромосфера дуже неоднорідна і складається в основному з довгастих витягнутих язичків (спікул), що надають їй вигляд трави, що горить. Температура цих хромосферних струменів у два-три рази вища, ніж у фотосфері, а щільність у сотні тисяч разів менша. Загальна довжина хромосфери 10-15 тис. км. Зростання температури в хромосфері пояснюється поширенням хвиль і магнітних полів, що проникають до неї з конвективної зони. Речовина нагрівається приблизно так само, як коли б це відбувалося в гігантській мікрохвильовій печі. Швидкості теплових рухів частинок зростають, частішають зіткнення між ними, і атоми втрачають свої зовнішні електрони: речовина стає гарячою іонізованою плазмою. Ці ж фізичні процеси підтримують і надзвичайно високу температурунайбільш зовнішніх шарів сонячної атмосфери, які розташовані вище за хромосферу.

Часто під час затемнень (а за допомогою спеціальних спектральних приладів - і не чекаючи затемнень) над поверхнею Сонця можна спостерігати химерної форми "фонтани", "хмари", "воронки", "кущі", "арки" та інші яскраво світяться утворення з хромосферного. речовини. Вони бувають нерухомими або повільно змінюються, оточеними плавними вигнутими струменями, які втікають у хромосферу або випливають з неї, піднімаючись на десятки та сотні тисяч кілометрів. Це найграндіозніші утворення сонячної атмосфери. При спостереженні червоної спектральної лінії, випромінюваної атомами водню, вони здаються на тлі сонячного диска темними, довгими і вигнутими волокнами. Протуберанці мають приблизно ту ж густину і температуру, що і хромосфера. Але вони знаходяться над нею і оточені вищими, сильно розрідженими верхніми шарами сонячної атмосфери. Протуберанці не падають у хромосферу тому, що їхня речовина підтримується магнітними полями активних областей Сонця. Вперше спектр протуберанця поза затемненням спостерігали французький астроном П'єр Жансен та його англійський колега Джозеф Лок'єр у 1868 р. Щілина спектроскопа розташовують так, щоб вона перетинала край Сонця, і якщо поблизу нього знаходиться протуберанець, то можна помітити спектр його випромінювання. Направляючи щілину різні ділянки протуберанця чи хромосфери, можна вивчити їх частинами. Спектр протуберанців, як і хромосфери, складається з яскравих ліній, головним чином водню, гелію та кальцію. Лінії випромінювання інших хімічних елементів теж присутні, але вони набагато слабші. Деякі протуберанці, пробувши довгий час без помітних змін, раптово ніби вибухають, і їхня речовина зі швидкістю в сотні кілометрів на секунду викидається в міжпланетний простір. Вид хромосфери також часто змінюється, що свідчить про безперервне рух складових її газів. Іноді щось схоже на вибухи відбувається у дуже невеликих за розмірами областях атмосфери Сонця. Це так звані хромосферні спалахи. Вони тривають зазвичай кілька десятків хвилин. Під час спалахів у спектральних лініях водню, гелію, іонізованого кальцію та деяких інших елементів свічення окремої ділянки хромосфери раптово збільшується у десятки разів. Особливо сильно зростає ультрафіолетове та рентгенівське випромінювання: часом його потужність у кілька разів перевищує загальну потужність випромінювання Сонця в цій короткохвильовій області спектру до спалаху. Плями, смолоскипи, протуберанці, хромосферні спалахи - це прояви сонячної активності. З підвищенням активності кількість цих утворень на Сонці стає більшою.

Атмосфера Сонця

Назва шару	Висота верхньої межі шару, км	Щільність кг/м 3	Температура, К
Фотосфера
Хромосфера
	Декілька десятків радіусів Сонця

Сонячні плями (темні утворення на диску Сонця, обумовлені тим, що їх температура на ~ 1500 К нижче температури фотосфери) складаються з темного овалу - тіні плями, оточеної світлішою волокнистою півтінню. Найдрібніші сонячні плями (пори) мають діаметри ~ 1000 км, діаметри найбільших плям, що спостерігалися, перевищували 100 000 км. Дрібні плями часто існують менше 2 діб, розвинені 10-20 діб, найбільші можуть спостерігатися до 100 днів.

Хромосферні спікули (ізольовані газові стовпи) мають діаметр ~1000 км, висоту до ~8000 км, швидкості підйому та опускання ~20 км/с, температуру ~15 000 К, час життя – кілька хвилин.

Протуберанці (порівняно холодні щільні хмари в короні) простягаються в довжину до 1/3 радіусу Сонця. Найбільш поширені «спокійні» протуберанці, які мають час життя до 1 року, довжину ~ 200 тис. км, товщину ~ 10 тис. км, висоту ~ 30 тис. км. Зі швидкостями 100-1000 км/с викидаються вгору зазвичай після спалахів швидкі еруптивні протуберанці.

Під час повного сонячного затемнення яскравість неба навколо Сонця становить 1,6 10 -9 середньої яскравості Сонця.

Яскравість Місяця під час повного сонячного затемнення у відбитому від Землі світлі становить 1,1 10 -10 середньої яскравості Сонця.

Фотосфера

Фотосфера (шар, що випромінює світло) утворює видиму поверхню Сонця. Її товщина відповідає оптичній товщині приблизно 2/3 одиниць. В абсолютних величинах фотосфера досягає товщини, за різними оцінками, від 100 до 400 км. З фотосфери виходить переважна більшість оптичного (видимого) випромінювання Сонця, випромінювання ж із глибших шарів до нас не доходить. Температура з наближенням до зовнішнього краю фотосфери зменшується з 6600 До 4400 К. Ефективна температура фотосфери загалом становить 5778 К. Вона може бути розрахована за законом Стефана - Больцмана, згідно з яким потужність випромінювання абсолютно чорного тіла прямо пропорційна четвертого ступеня температури. Водень за таких умов зберігається майже повністю у нейтральному стані. Фотосфера утворює видиму поверхню Сонця, якою визначаються розміри Сонця, відстань від Сонця тощо. буд. твердих тіл. При цьому газ в екваторіальній та полярних областях рухається нерівномірно - на екваторі він робить оборот за 24 дні, на полюсах - за 30 днів.

Хромосфера

Хромосфера - зовнішня оболонка Сонця завтовшки близько 2000 км, що оточує фотосферу. Походження назви цієї частини сонячної атмосфери пов'язане з її червоним кольором, викликаним тим, що у видимому спектрі хромосфери домінує червона H-альфа лінія випромінювання водню з серії Бальмера. Верхня межа хромосфери немає вираженої гладкої поверхні, з неї постійно відбуваються гарячі викиди, звані спікулами. Число спікул, що спостерігаються одночасно, становить у середньому 60-70 тис. Через це в наприкінці XIXстоліття італійський астроном Секкі, спостерігаючи хромосферу в телескоп, порівняв її з палаючими преріями. Температура хромосфери збільшується з висотою від 4000 До 20 000 К (область температур більше 10 000 К щодо невелика).

Щільність хромосфери невелика, тому яскравість недостатня спостереження у нормальних умовах. Але при повному сонячному затемненні, коли Місяць закриває яскраву фотосферу, хромосфера, що розташована над нею, стає видимою і світиться червоним кольором. Її можна також спостерігати у будь-який час за допомогою спеціальних вузькосмугових оптичних фільтрів. Крім вже згаданої лінії H-альфа з довжиною хвилі 656,3 нм, фільтр може бути налаштований на лінії Ca II K (393,4 нм) і Ca II H (396,8 нм). Основні хромосферні структури, які у цих лініях:

· Хромосферна сітка, що покриває всю поверхню Сонця і складається з ліній, що оточують осередки супергрануляції розміром до 30 тис. км у поперечнику;

· флоккули – світлі хмароподібні утворення, найчастіше приурочені до районів із сильними магнітними полями – активним областям, часто оточують сонячні плями;

· волокна та волоконця (фібрили) - темні лінії різної ширини та протяжності, як і флоккули, часто зустрічаються в активних областях.

Корона

Корона – остання зовнішня оболонка Сонця. Корона здебільшого складається з протуберанців та енергетичних вивержень, що виходять і вивергаються на кілька сотень тисяч і навіть понад мільйон кілометрів у простір, утворюючи сонячний вітер. Середня корональна температура становить від 1 до 2 млн К, а максимальна, в окремих ділянках - від 8 до 20 млн К. Незважаючи на таку високу температуру, вона видна неозброєним оком тільки під час повного сонячного затемнення, оскільки щільність речовини в короні мала , А тому невелика та її яскравість. Надзвичайно інтенсивне нагрівання цього шару викликане, мабуть, ефектом магнітного переєднання і впливом ударних хвиль (див. Проблема нагрівання корони). Форма корони змінюється залежно від фази циклу сонячної активності: у періоди максимальної активності вона має округлу форму, а в мінімумі – витягнута вздовж сонячного екватора. Оскільки температура корони дуже велика, вона інтенсивно випромінює в ультрафіолетовому та рентгенівському діапазонах. Ці випромінювання не проходять крізь земну атмосферуАле останнім часом з'явилася можливість вивчати їх за допомогою космічних апаратів. Випромінювання у різних областях корони відбувається нерівномірно. Існують гарячі активні та спокійні області, а також корональні дірки з відносно невисокою температурою 600 000 К, з яких у простір виходять магнітні силові лінії. Така («відкрита») магнітна конфігурація дозволяє частинкам безперешкодно залишати Сонце, тому сонячний вітер випромінюється в основному з корональних дірок.

Видимий спектр сонячної корони складається з трьох різних складових, названих L, K і F компонентами (або, відповідно, L-корона, K-корона та F-корона; ще одна назва L-компоненти - E-корона. K-компонента - безперервний спектр корони На його фоні до висоти 9-10' від видимого краю Сонця видно емісійну L-компоненту.Починаючи з висоти близько 3' (кутовий діаметр Сонця - близько 30') і вище видно фраунгоферів спектр, такий же як і спектр фотосфери. Він становить F-компоненту сонячної корони.На висоті 20' F-компонента домінує в спектрі корони.Висота 9-10' приймається за кордон, що відокремлює внутрішню корону від зовнішньої.Випромінювання Сонця з довжиною хвилі менше 20 нм, повністю виходить з корони. означає, що, наприклад, на поширених знімках Сонця на довжинах хвиль 17,1 нм (171 Å), 19,3 нм (193 Å), 19,5 нм (195 Å), видно виключно сонячну корону з її елементами, а хромосфера і фотосфера - не видно.Дві корональні дірки, що майже завжди існують у північного і південного п олюсів Сонця, а також інші, що тимчасово з'являються на його видимій поверхні, практично зовсім не випромінюють рентгенівське випромінювання.

сонячний вітер

З зовнішньої частини сонячної корони витікає сонячний вітер - потік іонізованих частинок (переважно протонів, електронів та α-часток), що поширюється з поступовим зменшенням своєї щільності, до меж геліосфери. Сонячний вітер поділяють на два компоненти – повільний сонячний вітер та швидкий сонячний вітер. Повільний сонячний вітер має швидкість близько 400 км/сек та температуру 1,4–1,6·10 6 К і за складом близько відповідає короні. Швидкий сонячний вітер має швидкість близько 750 км/с, температуру 8 10 5 К, і за складом схожий на речовину фотосфери. Повільний сонячний вітер удвічі щільніший і менш постійний, ніж швидкий. Повільний сонячний вітер має складнішу структуру з регіонами турбулентності.

У середньому Сонце випромінює з вітром близько 1,3 10 36 частинок на секунду. Отже, повна втрата маси Сонцем (на даний вид випромінювання) становить протягом року 2-3·10 −14 сонячних мас. Втрата за 150 млн років еквівалентна земній масі. Багато природні явища Землі пов'язані з обуреннями у сонячному вітрі, зокрема геомагнітні бурі і полярні сяйва.

Перші прямі вимірювання показників сонячного вітру було проведено у січні 1959 року радянською станцією «Луна-1». Спостереження проводилися за допомогою сцинтиляційного лічильника та газового іонізаційного детектора. Через три роки такі ж виміри були проведені американськими вченими за допомогою станції «Марінер-2». Наприкінці 1990-х за допомогою ультрафіолетового коронального спектрометра (англ.Ultraviolet Coronal Spectrometer ( UVCS) ) на борту супутника SOHO було проведено спостереження областей виникнення швидкого сонячного вітру на сонячних полюсах.