Строение и атмосфера Солнца. Солнечный ветер. Что такое солнце и когда оно погаснет Температура в недрах солнца
Главная » Расчет » Строение и атмосфера Солнца. Солнечный ветер. Что такое солнце и когда оно погаснет Температура в недрах солнца

Строение и атмосфера Солнца. Солнечный ветер. Что такое солнце и когда оно погаснет Температура в недрах солнца

Температура нашей ближайшей звезды неоднородна и значительно варьируется. В ядре солнца гравитационное притяжение производит огромное давление и температуру, которая может достигать 15 млн градусов Цельсия. Атомы водорода сжимаются и сливаются воедино, создавая гелий. Этот процесс называется термоядерной реакцией.
Термоядерная реакция производит огромные объемы энергии. Энергия исходит к поверхности солнца, атмосфере и далее. От ядра энергия движется к радиационной зоне, где она проводит до 1 млн лет, а потом движется к конвективной зоне, верхнему слою внутренней части Солнца. Температура здесь падает ниже 2 млн градусов Цельсия. Огромные пузыри горячей плазмы формируют «суп» из ионизированных атомов и двигаются вверх к фотосфере.
Температура в фотосфере равна почти 5,5 тысячи градусов Цельсия. Здесь солнечная радиация становится видимым светом. Солнечные пятна на фотосфере холоднее и темнее, чем в окружающей области. В центре больших солнечных пятен температура может опускаться до нескольких тысяч градусов Цельсия.
Хромосфера, следующий слой солнечной атмосферы, немного холоднее - 4320 градусов. Согласно Национальной солнечной обсерватории, хромосфера буквально означает «цветная сфера». Видимый свет от хромосферы обычно слишком слаб, чтобы быть видным на фоне более яркой фотосферы, но во время полных солнечных затмений, когда луна покрывает фотосферу, хромосфера видна как красный ободок вокруг Солнца.
«Хромосфера кажется красной из-за огромного объема водорода в ней», - пишет Национальная солнечная обсерватория на своем сайте.
Температура значительно повышается в короне, которая также может быть видна во время затмения, когда плазма притекает наверх. Корона может быть удивительно горячей по сравнению с телом солнца. Температура здесь варьируется от 1 млн градусов до 10 млн градусов Цельсия.
Когда корона остывает, теряя тепло и радиацию, вещество выдувается в виде солнечного ветра, который иногда пересекается с Землей.
Солнце - крупнейший и самый массивный объект в Солнечной системе. Он находится в 149,5 млн км от Земли. Это расстояние называется астрономической единицей и используется, чтобы измерять расстояния по всей Солнечной системе. Солнечному свету и теплу требуется около 8 минут, чтобы долететь до нашей планеты, поэтому есть другой способ определить расстояние до Солнца - 8 световых минут.

Раньше мы публиковали статью "", в которой мы писали о том, что "В Больницу медицинского колледжа Калькутты (Calcutta Medical College and Hospital) поступил пациент, жаловавшийся на рвоту и боль в желудке. Врачи обследовали 48-летнего мужчину и обнаружили… "

Вам так же может быть интересна статья "", из который вы узнаете о том, что "Вы узнали бы инопланетянина? Ученые предполагают, что внеземные существа могут «выглядеть как мы». Предыдущие исследования сформировали представления о пришельцах на основе того, что мы видим… "

И конечно, не пропустите "", только здесь вы узнаете о том, что "Сотрудники Детской больницы Бениоффа (UCSF Benioff Children’s Hospital) в Окленде впервые в США опробовали методику редактирования генома непосредственно в организме живого человека, а не путём… "

> Из чего состоит Солнце

Узнайте, из чего состоит Солнце : описание структуры и состава звезды, перечисление химических элементов, количество и характеристика слоев с фото, диаграмма.

С Земли, Солнце выглядит как гладкий огненный шар, и до открытия комическим кораблём Galileo пятен на Солнце, многие астрономы считали, что оно идеальной формы без дефектов. Теперь мы знаем, что Солнце состоит из нескольких слоёв, как и Земля, каждый из которых выполняет свою функцию. Эта структура Солнца, похожая на массивную печь, является поставщиком всей энергии на Земле, необходимой для земной жизни.

Из каких элементов состоит Солнце?

Если бы у вас получилось разложить звезду на части, и сравнить составные элементы, вы бы поняли, что состав представляет собою 74% водорода и 24% гелия. Также, Солнце состоит из 1% кислорода, и оставшийся 1% - это такие химические элементы таблицы Менделеева, как хром, кальций, неон, углерод, магний, сера, кремний, никель, железо. Астрономы полагают, что элемент тяжелее гелия – это металл.

Как появились все эти элементы Солнца? В результате Большого Взрыва появились водород и гелий. В начале становления Вселенной, первый элемент, водород, появился из элементарных частиц. Из-за большой температуры и давления условия во Вселенной были как в ядре звезды. Позже, водород синтезировался в гелий, пока во Вселенной была высокая температура, необходимая для протекания реакции синтеза. Существующие пропорции водорода и гелия, которые есть во Вселенной сейчас, сложились после Большого Взрыва и не изменялись.

Остальные элементы Солнца созданы в других звездах. В ядрах звезд постоянно происходит процесс синтеза водорода в гелий. После выработки всего кислорода в ядре, они переходят на ядерный синтез более тяжелых элементов, таких как литий, кислород, гелий. Многие тяжелые металлы, которые есть в Солнце, образовывались и в других звездах в конце их жизни.

Образование самых тяжелых элементов, золота и урана, происходило, когда звезды, во много раз больше нашего Солнца, детонировали. За доли секунды образования черной дыры, элементы сталкивались на большой скорости и образовывались самые тяжелые элементы. Взрыв раскидал эти элементы по всей Вселенной, где они помогли образоваться новым звездам.

Наше Солнце собрало в себя элементы, созданные Большим Взрывом, элементы от умирающих звезд и частицы появившихся в результате новых детонаций звезд.

Из каких слоев состоит Солнце

На первый взгляд, Солнце - просто шар, состоящий из гелия и водорода, но при более глубоком изучении видно, что оно состоит из разных слоев. При движении к ядру, температура и давление увеличиваются, в результате этого были созданы слои, так как при различных условиях водород и гелий имеют разные характеристики.

Солнечное ядро

Начнем наше движение по слоям от ядра к наружному слою состава Солнца. Во внутреннем слое Солнца – ядре, температура и давление очень высокие, способствующие для протекания ядерного синтеза. Солнце создает из водорода атомы гелия, в результате этой реакции образуется свет и тепло, которые доходят до . Принято считать, что температура на Солнце около 13,600,000 градусов по Кельвину, а плотность ядра в 150 раз выше плотности воды.

Ученые и астрономы считают, что ядро Солнца достигает около 20% длины солнечного радиуса. И внутри ядра, высокая температура и давление способствуют разрыву атомов водорода на протоны, нейтроны и электроны. Солнце преобразовывает их в атомы гелия, не смотря на их свободно плавающее состояние.

Такая реакция называется экзотермической. При протекании этой реакции выделяется большое количество тепла, равное 389 х 10 31 дж. в секунду.

Радиационная зона Солнца

Эта зона берет свое начало у границы ядра (20% солнечного радиуса), и достигает длины до 70% радиуса Солнца. Внутри этой зоны находится солнечное вещество, которое по своему составу достаточно плотное и горячее, поэтому тепловое излучение проходит через него, не теряя тепло.

Внутри солнечного ядра протекает реакция ядерного синтеза – создание атомов гелия в результате слияния протонов. В результате этой реакции происходит большое количество гамма-излучения. В данном процессе испускаются фотоны энергии, затем поглощаются в радиационной зоне и испускаются различными частицами вновь.

Траекторию движения фотона принято называть «случайным блужданием». Вместо движения по прямой траектории к поверхности Солнца, фотон движется зигзагообразно. В итоге, каждому фотону необходимо примерно 200.000 лет для преодоления радиационной зоны Солнца. При переходе от одной частицы к другой частице происходит потеря энергии фотоном. Для Земли это хорошо, ведь мы бы могли получать лишь гамма-излучение, идущее от Солнца. Фотону, попавшему в космос необходимо 8 минут для путешествия к Земле.

Большое количество звезд имеют радиационные зоны, и их размеры напрямую зависит от масштаба звезды. Чем меньше звезда, тем меньше будут зоны, большую часть которой будет занимать конвективная зона. У самых маленьких звезд могут отсутствовать радиационные зоны, а конвективная зона будет достигать расстояние до ядра. У самых больших звезд ситуация противоположная, радиационная зона простирается до поверхности.

Конвективная зона

Конвективная зона находится снаружи радиационной зоны, где внутреннее тепло Солнца перетекает по столбам горячего газа.

Почти все звезды имеют такую зону. У нашего Солнца она простирается от 70% радиуса Солнца до поверхности (фотосферы). Газ в глубине звезды, у самого ядра, нагреваясь, поднимается на поверхность, как пузырьки воска в лампадке. При достижении поверхности звезды, происходит потеря тепла, при охлаждении газ обратно погружается к центру, за возобновлением тепловой энергии. Как пример, можно привезти, кастрюля с кипящей водой на огне.

Поверхность Солнца похожа на рыхлую почву. Эти неровности и есть столбы горячего газа, несущие тепло к поверхности Солнца. Их ширина достигает 1000 км, а время рассеивания достигает 8-20 минут.

Астрономы считают, что звезды маленькой массы, такие как красные карлики, имеющие только конвективную зону, которая простирается до ядра. У них отсутствует радиационная зона, что нельзя сказать о Солнце.

Фотосфера

Единственный видимый с Земли слой Солнца – . Ниже этого слоя, Солнце становится непрозрачным, и астрономы используют другие методы для изучения внутренней части нашей звезды. Температуры поверхности достигает 6000 Кельвин, светится желто-белым цветом, видимым с Земли.

Атмосфера Солнца находится за фотосферой. Та часть Солнца, которая видна во время солнечного затмения, называется .

Строение Солнца в диаграмме

NASA специально разработало для образовательных потребностей схематическое изображение строения и состава Солнца с указанием температуры для каждого слоя:

  • (Visible, IR and UV radiation) – это видимое излучение, инфракрасное излучение и ультрафиолетовое излучение. Видимое излучение – это свет, которые мы видим приходящим от Солнца. Инфракрасное излучение – это тепло, которое мы ощущаем. Ультрафиолетовое излучение – это излучение, дающее нам загар. Солнце производит эти излучения одновременно.
  • (Photosphere 6000 K) – Фотосфера – это верхний слой Солнца, поверхность его. Температура 6000 Кельвин равна 5700 градусов Цельсия.
  • Radio emissions (пер. Радио эмиссия) – Помимо видимого излучения, инфракрасного излучения и ультрафиолетового излучения, Солнце отправляет радио эмиссию, которую астрономы обнаружили с помощью радиотелескопа. В зависимости от количества пятен на Солнце, эта эмиссия возрастает и снижается.
  • Coronal Hole (пер. Корональная дыра) – Это места на Солнце, где корона имеет небольшую плотность плазмы, в результате она темнее и холоднее.
  • 2100000 К (2100000 Кельвин) – Радиационная зона Солнца имеет такую температуру.
  • Convective zone/Turbulent convection (пер. Конвективная зона/Турбулентная конвекция) – Это места на Солнце, где тепловая энергия ядра передается с помощью конвекции. Столбы плазмы доходят до поверхности, отдают своё тепло, и вновь устремляются вниз, чтоб вновь нагреться.
  • Coronal loops (пер. Корональные петли) – петли, состоящие из плазмы, в атмосфере Солнца, движущиеся по магнитным линиям. Они похожи на огромные арки, простирающиеся от поверхности на десятки тысяч километров.
  • Core (пер. Ядро) – это солнечное сердце, в котором происходит ядерный синтез, при помощи высокой температуры и давления. Вся солнечная энергия происходит из ядра.
  • 14,500,000 К (пер. 14,500,000 Кельвин) – Температура солнечного ядра.
  • Radiative Zone (пер. Радиационная зона) – Слой Солнца, где энергия передается при помощи радиации. Фотон преодолевает радиационную зону за 200.000 и выходит в открытый космос.
  • Neutrinos (пер. Нейтрино) – это ничтожно маленькие по массе частицы, исходящие из Солнца в результате реакции ядерного синтеза. Сотни тысяч нейтрино проходят через тело человека ежесекундно, но никакого вреда нам не приносят, мы их не чувствуем.
  • Chromospheric Flare (пер. Хромосферная вспышка) – Магнитное поле нашей звезды может закручиваться, а потом резко разрывается в различных формах. В результате разрывов магнитных полей появляются мощные рентгеновские вспышки, исходящие из поверхности Солнца.
  • Magnetic Field Loop (пер. Петля магнитного поля) – Магнитное поле Солнца находится над фотосферой, и видно, так как раскаленная плазма движется по магнитным линиям в атмосфере Солнца.
  • Spot– A sunspot (пер. Солнечные пятна) – Это места на поверхности Солнца, где магнитные поля проходят через поверхность Солнца, и на них температура ниже, часто в виде петли.
  • Energetic particles (пер. Энергичные частицы) – Они исходят из поверхности Солнца, в результате создается солнечный ветер. В солнечных бурях их скорость достигает скорости света.
  • X-rays (пер. Рентгеновские лучи) – невидимые для глаза человека лучи, образующиеся во вспышек на Солнце.
  • Bright spots and short-lived magnetic regions (пер. Яркие пятна и недолгие магнитные регионы) – Из-за перепада температур на поверхности Солнца появляются яркие и тусклые пятна.

Масса: 1,99×10 30 кг;

Диаметр: 1 392 000 км;

Объем: 1,41×10 18 км³;
Площадь пов-ти: 6,08×10 12 км²;

Средняя плотность: 1409 кг/м³ ;
Спектральный класс: G2V;
Температура поверхности: 5778 К;
Температура ядра: 13 500 000 К;

Светимость: 3,88×10 26 Вт;
Галактический год: 230-250 млн. лет;

Возраст: около 5 млрд. лет;

Расстояние от Земли: 149,6 млн. км.

На протяжении всей истории человеческой цивилизации во многих культурах Солнце было объектом поклонения. Культ Солнца существовал в Древнем Египте, где солнечным божеством являлся Ра. У древних греков богом Солнца был Гелиос, который, по преданию, ежедневно проезжал по небу на своей колеснице. Греки считали, что Гелиос живет на востоке в прекрасном дворце, окруженном временами года — Летом, Зимой, Весной и Осенью. Когда утром Гелиос выезжает из своего дворца, звезды гаснут, ночь сменяется днем. Звезды вновь появляются на небе, когда Гелиос исчезает на западе, где он из колесницы пересаживается в прекрасную лодку и переплывает море к месту восхода. В древнерусском языческом пантеоне было два солнечных божества — Хорс (собственно олицетворённое солнце) и Даждьбог. Даже современному человеку, стоит только взглянуть на Солнце, как он начинает понимать, насколько он зависим от него. Ведь если бы не было мирового светила, то и не существовало бы тепла, необходимого для биологического развития и жизни. Наша Земля превратилась бы в замершую на веки ледяную планету, ситуация, подобная на Южном и Северном полушариях, была бы по всему миру.

Наше Солнце — это огромный светящийся газовый шар, внутри которого протекают сложные процессы и в результате непрерывно выделяется энергия. Внутренний объём Солнца можно разделить на несколько областей. Вещество в них отличается по своим свойствам, и энергия распространяется посредством разных физических механизмов. В центральной части Солнца находится источник его энергии, или, говоря образным языком, та «печка», которая нагревает его и не даёт ему остыть. Эта область называется ядром. Под тяжестью внешних слоев вещество внутри Солнца сжато, причём чем глубже, тем сильнее. Плотность его увеличивается к центру вместе с ростом давления и температуры. В ядре, где температура достигает 15 млн. Кельвинов, происходит выделение энергии. Эта энергия выделяется в результате слияния атомов лёгких химических элементов в атомы более тяжёлых. В недрах Солнца из четырёх атомов водорода образуется один атом гелия. Именно эту страшную энергию люди научились освобождать при взрыве водородной бомбы. Есть надежда, что в недалёком будущем человек сможет научиться использовать её и в мирных целях. Ядро имеет радиус примерно 150-175 тыс км (25% от радиуса Солнца). В его объеме сосредоточена половина солнечной массы и выделяется практически вся энергия, которая поддерживает свечение Солнца. За каждую секунду в центре Солнца в лучистую энергию превращается около 4,26 млн. тонн вещества . Это настолько огромная энергия, что когда все топливо израсходуется (водород полностью превратится в гелий), ее хватит для поддержания жизни на еще на миллионы лет вперед.

С троение Солнца. В центре Солнца находится солнечное ядро.

Фотосфера — это видимая поверхность Солнца,

которая и является основным источником излучения. Солнце

окружает солнечная корона, которая имеет очень высокую температуру,

однако она крайне разрежена, поэтому видима невооружённым

глазом только в периоды полного солнечного затмения.

Примерное распределение температуры в солнечной
атмосфере вплоть до самого ядра

Энергия Солнца

Почему Солнце светит и не остывает уже миллиарды лет? Какое «топливо» даёт ему энергию? Ответы на эти вопросы учёные искали веками, и только в начале XX в. было найдено правильное решение. Теперь известно, что Солнце, как и другие звёзды, светит благодаря протекающим в его недрах термоядерным реакциям. Основное вешество, составляющее Солнце, — водород, на его долю приходится около 71% всей массы светила. Почти 27% принадлежит гелию, а остальные 2% — более тяжёлым элементам, таким, как углерод, азот, кислород и металлы. Главным «топливом» на Солнце служит именно водород. Из четырёх атомов водорода в результате цепочки превращений образуется один атом гелия. А из каждого грамма водорода, участвующего в реакции, выделяется 6,×10 11 Дж энергии! На Земле такого количества энергии хватило бы для того, чтобы нагреть от температуры 0° С до точки кипения 1000 м 3 воды. В ядре происходит слияние ядра атомов легких элементов водорода в ядро атома более тяжелого водорода (такое ядро называется дейтерий). Масса нового ядра значительно меньше, чем суммарная масса тех ядер из которого оно образовалось. Остаток массы превращается в энергию, которую уносят частицы, освободившиеся в ходе реакции. Эта энергия почти полностью переходит в тепло. Результатом таких цепочек-превращений является возникновение нового ядра, состоящего из двух протонов и двух нейтронов, - ядра гелия. Такая термоядерная реакция превращения водорода в гелий, называется протон-протонной, так как начинается с тесного сближения двух ядер атомов водорода-протонов.

Реакция превращения водорода в гелий ответственна за то, что внутри Солнца сейчас гораздо больше гелия, чем на его поверхности. Естественно, возникает вопрос: что же будет с Солнцем, когда весь водород в его ядре выгорит и превратится в гелий, и как скоро это произойдет? Оказывается, примерно через 5 млрд лет содержание водорода в ядре Солнца настолько уменьшится, что его "горение" начнется в слое вокруг ядра. Это приведет к "раздуванию" солнечной атмосферы, увеличению размеров Солнца, падению температуры на поверхности и повышению ее в ядре. Постепенно Солнце превратится в красный гигант - сравнительно холодную звезду огромного размера с , превосходящей границы орбиты . Жизнь Солнца на этом не закончится, оно будет претерпевать еще много изменений, пока в конце концов не станет холодным и плотным газовым шаром, внутри которого уже не происходит никаких термоядерных реакций.

Примерно так будет выглядеть Солнце с поверхности Земли через

5 млрд. лет,когда водород в ядре полностью израсходуется. Солнце

превратится в Красного Гиганта, ядро которого будет сильно сжато,

а внешние слои находится в достаточно разряженном состоянии.

Наша звезда настолько огромная. что в нее может вместится около

1 300 000 объемов Земли. Длина окружности Солнца по экватору

составляет 4,37 млн. км (для примера у Земли - 40 000 км)

Как образовалось Солнце

Как и все звезды, наше Солнце возникло в результате длительного воздействия межзвездной материи (газа и пыли). Первоначально звезда представляла из себя шаровое скопления, состоящее преимущественно из водорода. Затем за счет гравитационных сил атомы водорода стали прижиматься друг к другу, плотность увеличивалась и в результате образовалось достаточно сжатое ядро. В момент загорания первой термоядерной реакции начинается официальное рождение звезды.

Звезда такой массы, как Солнце , должна существовать в общей сложности примерно 10 млрд лет. Таким образом, сейчас Солнце находится примерно в середине своего жизненного цикла (на данный момент ее возврат составляет около 5 млрд. лет). Через 4—5 млрд лет оно превратится в звезду типа красный гигант. По мере того, как водородное топливо в ядре будет выгорать, его внешняя оболочка будет расширяться, а ядро — сжиматься и нагреваться. Примерно через 7,8 млрд лет , когда температура в ядре достигнет приблизительно 100 млн К , в нём начнётся термоядерная реакция синтеза углерода и кислорода из гелия. На этой фазе развития температурные неустойчивости внутри Солнца приведут к тому, что оно начнёт терять массу и сбрасывать оболочку. По-видимому, расширяющиеся внешние слои Солнца в это время достигнут современной орбиты Земли. При этом исследования показывают, что ещё до этого момента потеря Солнцем массы приведёт к тому, что перейдёт на более далёкую от Солнца орбиту и, таким образом, избежит поглощения внешними слоями солнечной плазмы.

Несмотря на это, вся вода на Земле перейдёт в газообразное состояние, а большая часть её рассеется в космическое пространство. Увеличение температуры Солнца в этот период таково, что в течение следующих 500—700 млн лет поверхность Земли будет слишком горяча для того, чтобы на ней могла существовать жизнь в её современном понимании.

После того, как Солнце пройдёт фазу красного гиганта , термические пульсации приведут к тому, что его внешняя оболочка будет сорвана и из неё образуется планетарная туманность. В центре этой туманности останется сформированная из очень горячего ядра Солнца звезда типа белый карлик, которая в течение многих миллиардов лет будет постепенно остывать и угасать.

Почти весь цикл своей жизни, Солнце представляется
как звезда желтого цвета, с привыкшей нам светимостью

Солнце освещает и согревает нашу планету, без этого была бы невозможна жизнь на ней не только человека, но и микроорганизмов. Наша звезда - главный (хотя и не единственный) двигатель происходящих на Земле процессов. Но не только тепло и свет получает Земля от Солнца. различные виды солнечного излучения и потоки частиц оказывают постоянное воздействие на ее жизнь. Солнце посылает на Земля электромагнитные волны всех областей спектра - от многокилометровых радиоволн до гамма-лучей. Атмосферы планеты также достигают заряженные частицы разных энергий - как высоких (солнечные космические лучи, так и низких и средних (потоки солнечного ветра, выбросы от вспышек).Однако очень малая часть заряженных частиц из межпланетного пространства попадает в (остальные отклоняют или задерживают геомагнитное поле). Но их энергии достаточно для того, чтобы вызвать полярное сияние и возмущение магнитного поля нашей планеты.

Солнце расположено от на расстоянии в 149,6 млн. км . Именно эту величину в астрономии принято называть астрономической единицей (а. е). Если вдруг наша звезда в данный момент погаснет, то мы не будем знать об этом целых 8,5 минут - именно столько времени необходимо солнечному свету, чтобы преодолеть путь от Солнца до Земли со скоростью 300 000 км/с. Наше расположение является наиболее благоприятным для поддержания необходимого климата для зарождения биологической жизни. Если бы Земля была хотя бы чуть ближе к Солнцу, чем сейчас, то наша планета испепелилась бы от жары, и нарушился бы круговорот воды в природе, и все живое прекратило бы свое существование. В то время отдаленность планеты от Солнца характеризовалась бы невероятным падением температуры, замерзанием воды, возникновением нового ледникового периода. Что привело бы, в конце концов, к полному вымиранию всех организмов на планете.

СОЛНЦЕ
звезда, вокруг которой обращаются Земля и другие планеты Солнечной системы. Солнце играет исключительную роль для человечества как первоисточник большинства видов энергии. Жизнь в известной нам форме была бы невозможна, если бы Солнце светило немного ярче или немного слабее. Солнце - типичная небольшая звезда, каких миллиарды. Но из-за близости к нам только оно дает возможность астрономам детально исследовать физическое строение звезды и процессы на ее поверхности, что практически недостижимо в отношении других звезд даже с помощью самых мощных телескопов. Как и другие звезды, Солнце - это горячий газовый шар, в основном состоящий из водорода, сжатого силой собственного тяготения. Излучаемая Солнцем энергия рождается глубоко в его недрах в ходе термоядерных реакций, превращающих водород в гелий. Просачиваясь наружу, эта энергия излучается в пространство из фотосферы - тонкого слоя солнечной поверхности. Над фотосферой находится внешняя атмосфера Солнца - корона, простирающаяся на много радиусов Солнца и сливающаяся с межпланетной средой. Поскольку газ в короне очень разрежен, его свечение крайне слабо. Обычно незаметная на фоне светлого дневного неба, корона становится видимой лишь в моменты полных солнечных затмений. Плотность газа монотонно снижается от центра Солнца к его периферии, а температура, достигающая в центре 16 млн. К, снижается до 5800 К в фотосфере, но затем вновь возрастает до 2 млн. К в короне. Переходный слой между фотосферой и короной, наблюдаемый в виде ярко-красного ободка в моменты полных солнечных затмений, называют хромосферой. У Солнца отмечается 11-летний цикл активности. В течение этого периода нарастает и вновь убывает количество солнечных пятен (темных областей в фотосфере), вспышек (неожиданных поярчаний в хромосфере) и протуберанцев (плотных холодных облаков водорода, конденсирующихся в короне). В этой статье мы расскажем об упомянутых выше областях и явлениях на Солнце. После краткого описания Солнца как звезды мы обсудим его внутреннее строение, затем фотосферу, хромосферу, вспышки, протуберанцы и корону.
Солнце как звезда. Солнце находится в одном из спиральных рукавов Галактики на расстоянии более половины галактического радиуса от ее центра. Вместе с соседними звездами Солнце обращается вокруг центра Галактики с периодом ок. 240 млн. лет. Солнце - это желтый карлик спектрального класса G2 V, принадлежащий главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Основные характеристики Солнца приведены в табл. 1. Заметим, что хотя Солнце газовое вплоть до самого центра, его средняя плотность (1,4 г/см3) превышает плотность воды, а в центре Солнца она значительно выше, чем даже у золота или платины, имеющих плотность ок. 20 г/см3. Поверхность Солнца при температуре 5800 К излучает 6,5 кВт/см2. Солнце вращается вокруг оси в направлении общего вращения планет. Но поскольку Солнце не твердое тело, разные области его фотосферы вращаются с разной скоростью: период вращения на экваторе 25 сут, а на широте 75° - 31 сут.

Таблица 1.
ХАРАКТЕРИСТИКИ СОЛНЦА


ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ СОЛНЦА
Поскольку мы не можем непосредственно наблюдать недра Солнца, наши знания о его строении базируются на теоретических расчетах. Зная из наблюдений массу, радиус и светимость Солнца, для расчета его структуры необходимо сделать предположения о процессах генерации энергии, механизмах ее передачи от ядра к поверхности и о химическом составе вещества. Геологические данные указывают, что светимость Солнца существенно не изменилась за последние несколько миллиардов лет. Какой источник энергии может так долго ее поддерживать? Обычные химические процессы горения для этого не годятся. Даже гравитационное сжатие по расчетам Кельвина и Гельмгольца могло поддерживать свечение Солнца лишь ок. 100 млн. лет. Решил эту проблему в 1939 Г.Бете: источник энергии Солнца - термоядерное превращение водорода в гелий. Поскольку эффективность термоядерного процесса очень высока, а Солнце почти целиком состоит из водорода, это полностью решило проблему. Два ядерных процесса обеспечивают светимость Солнца: протон-протонная реакция и углеродно-азотный цикл (см. также ЗВЕЗДЫ) . Протон-протонная реакция приводит к образованию ядра гелия из четырех ядер водорода (протонов) с выделением 4,3Ч10-5 эрг энергии в форме гамма-лучей, двух позитронов и двух нейтрино на каждое ядро гелия. Эта реакция обеспечивает 90% светимости Солнца. Требуется 1010 лет, чтобы весь водород в ядре Солнца превратился в гелий. В 1968 Р. Девис с коллегами начал измерять поток нейтрино, рождающихся в ходе термоядерных реакций в ядре Солнца. Это стало первой экспериментальной проверкой теории солнечного источника энергии. Нейтрино очень слабо взаимодействует с веществом, поэтому оно свободно выходит из недр Солнца и достигает Земли. Но по этой же причине его крайне трудно зарегистрировать приборами. Несмотря на усовершенствование аппаратуры и уточнение модели Солнца, наблюдаемый поток нейтрино все равно остается в 3 раза меньше предсказанного. Возможных объяснений несколько: либо химический состав ядра Солнца не такой, как у его поверхности; либо математические модели происходящих в ядре процессов не совсем точны; либо по пути от Солнца к Земле нейтрино изменяет свои свойства. Необходимы дальнейшие исследования в этой области.
См. также НЕЙТРИННАЯ АСТРОНОМИЯ . В переносе энергии из солнечных недр к поверхности главную роль играет излучение, конвекция имеет второстепенное значение, а теплопроводность вообще не важна. При высокой температуре солнечных недр излучение в основном представлено рентгеновскими лучами с длиной волны 2-10 . Конвекция играет заметную роль в центральной области ядра и в наружном слое, лежащем непосредственно под фотосферой. В 1962 американский физик Р. Лейтон открыл, что участки солнечной поверхности вертикально колеблются с периодом ок. 5 минут. Расчеты Р.Ульриха и К.Вольфа показали, что так могут проявлять себя звуковые волны, возбужденные турбулентными движениями газа в лежащей под фотосферой конвективной зоне. В ней, как в органной трубе, усиливаются только те звуки, длина волны которых точно укладывается в толщине зоны. В 1974 немецкий ученый Ф.Дебнер экспериментально подтвердил расчеты Ульриха и Вольфа. С тех пор наблюдение 5-минутных колебаний стало мощным методом изучения внутреннего строения Солнца. Анализируя их, удалось выяснить, что: 1) толщина конвективной зоны составляет ок. 27% радиуса Солнца; 2) ядро Солнца, вероятно, вращается быстрее поверхности; 3) содержание гелия внутри Солнца ок. 40% по массе. Сообщалось и о наблюдении колебаний с периодами между 5 и 160 мин. Эти более длинные звуковые волны могут глубже проникать в недра Солнца, что поможет понять строение солнечных недр и, возможно, решить проблему дефицита солнечного нейтрино.
АТМОСФЕРА СОЛНЦА
Фотосфера. Это полупрозрачный слой толщиной в несколько сотен километров, представляющий "видимую" поверхность Солнца. Поскольку лежащая выше атмосфера практически прозрачна, излучение, достигнув снизу фотосферы, свободно покидает ее и уходит в пространство. Не имея возможности поглощать энергию, верхние слои фотосферы должны быть холоднее нижних. Доказательство этому видно на фотографиях Солнца: в центре диска, где толщина фотосферы вдоль луча зрения минимальна, она ярче и голубее, чем на краю (на "лимбе") диска. В 1902 расчеты А.Шустера, а позже - Э.Милна и А.Эддингтона подтвердили, что перепад температуры в фотосфере как раз такой, чтобы обеспечить перенос излучения сквозь полупрозрачный газ из нижних слоев в верхние. Основным веществом, поглощающим и переизлучающим свет в фотосфере, служат отрицательные ионы водорода (атомы водорода с дополнительно присоединенным электроном).
Фраунгоферов спектр. Солнечный свет имеет непрерывный спектр с линиями поглощения, обнаруженными Й. Фраунгофером в 1814; они свидетельствуют, что помимо водорода в атмосфере Солнца присутствуют и многие другие химические элементы. Линии поглощения образуются в спектре потому, что атомы верхних более холодных слоев фотосферы поглощают идущий снизу свет с определенными длинами волн, а излучают его не так интенсивно, как горячие нижние слои. Распределение яркости в пределах фраунгоферовой линии зависит от количества и состояния производящих ее атомов, т.е. от химического состава, плотности и температуры газа. Поэтому детальный анализ фраунгоферова спектра позволяет определить условия в фотосфере и ее химический состав (табл. 2). Таблица 2.
ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ ФОТОСФЕРЫ СОЛНЦА
Элемент Логарифм относительного количества атомов

Водород _________12,00
Гелий ___________11,20
Углерод __________8,56
Азот _____________7,98
Кислород _________9,00
Натрий ___________6,30
Магний ___________7,28
Алюминий _________6,21
Кремний __________7,60
Сера _____________7,17
Кальций __________6,38
Хром _____________6,00
Железо ___________6,76


Самым обильным элементом после водорода является гелий, который дает в оптическом спектре только одну линию. Поэтому содержание гелия в фотосфере измерено не очень точно, и о нем судят по спектрам хромосферы. Каких-либо вариаций химического состава в атмосфере Солнца не замечено.
См. также СПЕКТР .
Грануляция. На фотографиях фотосферы, полученных в белом свете при очень хороших условиях наблюдения, видны маленькие яркие точки - "гранулы", разделенные темными промежутками. Диаметры гранул ок. 1500 км. Они постоянно возникают и пропадают, сохраняясь 5-10 мин. Астрономы давно подозревали, что грануляция фотосферы связана с конвективными движениями подогреваемого снизу газа. Спектральные измерения Дж.Беккерса доказали, что в центре гранулы горячий газ действительно всплывает вверх со скорость. ок. 0,5 км/с; затем он растекается в стороны, остывает и медленно опускается вниз вдоль темных границ гранул.
Супергрануляция. Р. Лейтон обнаружил, что фотосфера делится и на значительно более крупные ячейки диаметром ок. 30 000 км - "супергранулы". Супергрануляция отражает движения вещества в конвективной зоне под фотосферой. В центре ячейки газ поднимается к поверхности, растекается в стороны со скоростью около 0,5 км/с и на ее краях опускается вниз; живет каждая ячейка около суток. Движение газа в супергранулах постоянно изменяет структуру магнитного поля в фотосфере и хромосфере. Фотосферный газ - неплохой проводник электричества (поскольку некоторые его атомы ионизованы), поэтому силовые линии магнитного поля оказываются как бы вмороженными в него и переносятся движением газа к границам супергранул, где они концентрируются и напряженность поля возрастает.
Солнечные пятна. В 1908 Дж. Хейл открыл в солнечных пятнах сильное магнитное поле, выходящее из недр на поверхность. Магнитная индукция его настолько велика (до нескольких тысяч гаусс), что ионизованный газ сам вынужден подчинять свое движение конфигурации поля; в пятнах поле тормозит конвективное перемешивание газа, что вызывает его остывание. Поэтому в пятне газ холоднее окружающего фотосферного газа и выглядит темнее. У пятен обычно выделяется темное ядро - "тень" - и окружающая его более светлая "полутень". Обычно их температура, соответственно, на 1500 и 400 К ниже, чем в окружающей фотосфере.

Пятно начинает свой рост из маленькой темной "поры" диаметром 1500 км. Большинство пор через сутки пропадает, но выросшие из них пятна сохраняются неделями и достигают диаметра 30 000 км. Детали роста и распада солнечных пятен не изучены до конца. Например, не ясно, сжимаются ли магнитные трубки пятна горизонтальным движением газа или они уже готовые "выныривают" из-под поверхности. Р.Ховард и Дж.Харвей обнаружили в 1970, что пятна движутся в сторону общего вращения Солнца быстрее окружающей их фотосферы (примерно на 140 м/с). Это указывает, что пятна связаны с подфотосферными слоями, которые вращаются быстрее видимой поверхности Солнца. Обычно от 2 до 50 пятен объединено в группу, часто имеющую биполярную структуру: на одном конце группы находятся пятна одной магнитной полярности, а на другом - противоположной. Но встречаются и мультиполярные группы. Количество пятен на диске Солнца регулярно изменяется с периодом ок. 11 лет. В начале каждого цикла новые пятна появляются на высоких солнечных широтах (± 50°). По мере развития цикла и роста числа пятен они возникают на все более низких широтах. Конец цикла знаменуется рождением и распадом нескольких пятен недалеко от экватора (± 10°). В течение цикла большинство "лидирующих" (западных) пятен в биполярных группах имеет одинаковую магнитную полярность, причем различную в северном и южном полушариях Солнца. В следующем цикле полярность лидирующих пятен меняется на противоположную. Поэтому часто говорят о полном 22-летнем цикле солнечной активности. В природе этого явления еще немало загадочного.
Магнитные поля. В фотосфере магнитное поле индукцией более 50 Гс наблюдается только в пятнах, в окружающих пятна активных областях, а также на границах супергранул. Но Л.Стенфло и Дж.Харвей нашли косвенные указания, что магнитное поле фотосферы в действительности сконцентрировано в тонких трубках диаметром 100-200 км, где его индукция от 1000 до 2000 Гс. Магнитоактивные области отличаются от спокойных областей только количеством магнитных трубок на единицу поверхности. Вероятно, солнечное магнитное поле генерируется в глубинах конвективной зоны, где бурлящий газ закручивает слабое исходное поле в мощные магнитные жгуты. Дифференциальное вращение вещества укладывает эти жгуты вдоль параллелей, а когда поле в них становится достаточно сильным, они всплывают в фотосферу, прорываясь наверх отдельными арками. Так, вероятно, рождаются пятна, хотя в этом еще много неясного. Процесс распада пятна изучен значительно полнее. Всплывающие у краев активной области супергранулы захватывают магнитные трубки и растаскивают их. Постепенно общее поле слабеет; случайное соединение трубок противоположной полярности приводит к их взаимному уничтожению.
Хромосфера. Между относительно холодной, плотной фотосферой и горячей, разреженной короной расположена хромосфера. Слабый свет хромосферы обычно не виден на фоне яркой фотосферы. Его можно заметить в виде узкой полоски над лимбом Солнца, когда фотосфера закрыта естественным образом (в момент полного солнечного затмения) или искусственно (в специальном телескопе - коронографе). Хромосферу можно изучать и по всему диску Солнца, если проводить наблюдение в узком диапазоне спектра (ок. 0,5) вблизи центра сильной линии поглощения. Метод основан на том, что чем выше поглощение, тем меньше глубина, на которую наш взгляд проникает в атмосферу Солнца. Для подобных наблюдений применяется спектрограф особой конструкции - спектрогелиограф. Спектрогелиограммы показывают, что хромосфера неоднородна: она ярче над солнечными пятнами и вдоль границ супергранул. Поскольку именно в этих областях усилено магнитное поле, очевидно, с его помощью энергия передается из фотосферы в хромосферу. Вероятно, ее переносят звуковые волны, возбужденные турбулентным движением газа в гранулах. Но в деталях механизмы нагрева хромосферы еще не поняты. Хромосфера сильно излучает в жестком ультрафиолетовом диапазоне (500-2000), недоступном для наблюдения с поверхности Земли. С начала 1960-х годов при помощи высотных ракет и спутников было проделано много важных измерений ультрафиолетового излучения верхней атмосферы Солнца. В его спектре было найдено более 1000 линий излучения различных элементов, включая линии многократно ионизованных углерода, азота и кислорода, а также главные серии водорода, гелия и иона гелия. Изучение этих спектров показало, что переход от хромосферы к короне происходит на отрезке всего в 100 км, где температура возрастает от 50 000 до 2 000 000 К. Оказалось, что подогрев хромосферы в значительной степени происходит из короны путем теплопроводности. Вблизи групп солнечных пятен в хромосфере наблюдаются яркие и темные волокнистые структуры, часто вытянутые в направлении магнитного поля. Выше 4000 км видны неровные, зазубренные образования, довольно быстро эволюционирующие. При наблюдении лимба в центре первой бальмеровской линии водорода (Ha) хромосфера на этих высотах заполнена множеством спикул - тонких и длинных облаков горячего газа. О них известно мало. Диаметр отдельной спикулы менее 1000 км; живет она ок. 10 мин. Со скоростью ок. 30 км/с спикулы поднимаются до высоты 10 000-15 000 км, после чего либо растворяются, либо опускаются вниз. Судя по спектру, температура спикул составляют 10 000-20 000 К, хотя окружающая их корона на этих высотах нагрета как минимум до 600 000 К. Создается впечатление, что спикулы - это участки относительно холодной и плотной хромосферы, временно поднимающиеся в горячую разреженную корону. Подсчет в границах супергранул показывает, что количество спикул на уровне фотосферы соответствует числу гранул; вероятно, между ними есть физическая связь.
Вспышки. Хромосфера над группой солнечных пятен может неожиданно стать ярче и выстрелить порцией газа. Это явление, названное "вспышкой", - одно из труднообъяснимых. Вспышки мощно излучают во всем диапазоне электромагнитных волн - от радио до рентгена, а также нередко выбрасывают пучки электронов и протонов с релятивистской скоростью (т.е. близкой к скорости света). Они возбуждают в межпланетной среде ударные волны, достигающие Земли. Вспышки чаще происходят вблизи групп пятен со сложной магнитной структурой, особенно когда в группе начинается быстрый рост нового пятна; такие группы производят по несколько вспышек в день. Слабые вспышки случаются чаще сильных. Наиболее мощные вспышки занимают 0,1% солнечного диска и длятся несколько часов. Полная энергия вспышки составляет 1023-1025 Дж. Рентгеновские спектры вспышек, полученные спутником SMM (Solar Maximum Mission), позволили значительно лучше понять природу вспышек. Начало вспышки может отмечать рентгеновский всплеск с длиной волны фотонов менее 0,05 , вызванный, как показывает его спектр, потоком релятивистских электронов. За несколько секунд эти электроны разогревают окружающий газ до 20 000 000 К, и он становится источником рентгеновского излучения в диапазоне 1-20 , в сотни раз превосходящего поток в этом диапазоне от спокойного Солнца. При такой температуре атомы железа теряют 24 из своих 26 электронов. Затем газ остывает, но еще продолжает излучать рентген. Вспышка излучает и в радиодиапазоне. П. Уайлд из Австралии и А. Максвелл из США исследовали развитие вспышки с помощью радиоаналога спектрографа - "динамического анализатора спектра", регистрирующего изменения мощности и частоты излучения. Оказалось, что частота излучения за первые несколько секунд вспышки падает с 600 до 100 МГц, указывая, что сквозь корону распространяется возмущение со скоростью 1/3 скорости света. В 1982 радиоастрономы США, используя радиоинтерферометр VLA в шт. Нью-Мексико и данные со спутника SMM, разрешили мелкие детали в хромосфере и короне во время вспышки. Не удивительно, что это оказались петли, вероятно, магнитной природы, в которых выделяется энергия, нагревающая газ во время вспышки. На заключительной стадии вспышки захваченные магнитным полем релятивистские электроны продолжают излучать сильно поляризованные радиоволны, двигаясь по спирали вокруг силовых магнитных линий над активной областью. Это излучение может продолжаться несколько часов после вспышки. Хотя из области вспышки всегда выбрасывается газ, его скорость обычно не превосходит скорости ухода с поверхности Солнца (616 км/с). Однако нередко вспышки выбрасывают потоки электронов и протонов, достигающие через 1-3 сут Земли и вызывающие на ней полярные сияния и возмущения магнитного поля. Эти частицы с энергией, доходящей до миллиардов электрон-вольт, весьма опасны для находящихся на орбите космонавтов. Поэтому астрономы стараются предсказывать солнечные вспышки, изучая конфигурацию магнитного поля в хромосфере. Сложная структура поля с перекрученными силовыми линиями, готовыми к пересоединению, указывает на возможность вспышки.
Протуберанцы. Солнечные протуберанцы - это сравнительно холодные массы газа, появляющиеся и исчезающие в горячей короне. При наблюдении с коронографом в линии Ha они видны на лимбе Солнца как яркие облака на темном фоне неба. Но при наблюдении со спектрогелиографом или интерференционными фильтрами Лио они выглядят темными волокнами на фоне яркой хромосферы.



Формы протуберанцев исключительно разнообразны, но можно выделить несколько основных типов. Протуберанцы солнечных пятен похожи на занавеси до 100 000 км в длину, 30 000 км в высоту и 5000 км толщиной. Некоторые протуберанцы имеют ветвистую структуру. Редкие и красивые петлеобразные протуберанцы имеют округлую форму диаметром ок. 50 000 км. Почти у всех протуберанцев наблюдается тонкая структура из газовых нитей, вероятно, повторяющих структуру магнитного поля; истинная природа этого явления не ясна. Газ в протуберанцах обычно движется потоками вниз со скоростью 1-20 км/с. Исключение представляют "серджи" - протуберанцы, вылетающие с поверхности вверх со скоростью 100-200 км/с, а затем медленнее падающие обратно. Протуберанцы рождаются на краях групп солнечных пятен и могут сохраняться в течение нескольких оборотов Солнца (т.е. несколько земных месяцев). Спектры протуберанцев похожи на спектры хромосферы: яркие линии водорода, гелия и металлов на фоне слабого непрерывного излучения. Обычно линии излучения спокойных протуберанцев тоньше хромосферных линий; вероятно, это объясняется меньшим количеством атомов на луче зрения в протуберанце. Анализ спектров указывает, что температура спокойных протуберанцев 10 000-20 000 К, а плотность порядка 1010 ат./см3. У активных протуберанцев видны линии ионизованного гелия, что указывает на значительно более высокую температуру. Градиент температуры в протуберанцах очень велик, поскольку их окружает корона с температурой 2 000 000 К. Количество протуберанцев и их распределение по широте в течение 11-летнего цикла повторяет распределение солнечных пятен. Однако на высоких широтах существует второй пояс протуберанцев, который в период максимума цикла сдвигается к полюсу. Почему образуются протуберанцы и что поддерживает их в разреженной короне, не до конца ясно.
Корона. Внешняя часть Солнца - корона - светит слабо и видна невооруженным глазом только в моменты полных солнечных затмений либо с помощью коронографа. Но она значительно ярче в рентгеновских лучах и в радиодиапазоне.
См. также ВНЕАТМОСФЕРНАЯ АСТРОНОМИЯ . Корона ярко светит в рентгеновском диапазоне, потому что ее температура составляет от 1 до 5 млн. К, а в моменты вспышек достигает 10 млн. К. Рентгеновские спектры короны стали получать недавно со спутников, а оптические изучают уже многие годы в период полных затмений. В этих спектрах присутствуют линии многократно ионизованных атомов аргона, кальция, железа, кремния и серы, которые образуются только при температуре выше 1 000 000 К.



Белый свет короны, который во время затмения виден до расстояния в 4 радиуса Солнца, образуется в результате рассеяния фотосферного излучения на свободных электронах короны. Следовательно, изменение яркости короны с высотой указывает распределение электронов, а поскольку основным элементом является полностью ионизованный водород, то и распределение плотности газа. Корональные структуры четко делятся на открытые (лучи и полярные щеточки) и закрытые (петли и арки); ионизованный газ в точности повторяет структуру магнитного поля в короне, т.к. не может двигаться поперек силовых линий. Поскольку поле выходит из фотосферы и связано с 11-летним циклом солнечных пятен, внешний вид короны меняется в ходе этого цикла. В период минимума корона плотная и яркая только в экваториальном поясе, но по мере развития цикла корональные лучи появляются на более высоких широтах, а в максимуме их можно увидеть на всех широтах. С мая 1973 по январь 1974 корону непрерывно наблюдали 3 экипажа астронавтов с борта орбитальной станции "Скайлэб". Их данные показали, что темные корональные "дыры", где температура и плотность газа значительно понижены, - это области, откуда газ с большой скоростью вылетает в межпланетное пространство, создавая мощные потоки в спокойном солнечном ветре. Магнитные поля в корональных дырах "открыты", т.е. вытянуты далеко в пространство, что позволяет газу покидать корону. Эти конфигурации поля довольно устойчивы и могут сохраняться в период минимума солнечной активности до двух лет. Корональная дыра и связанный с ней поток вращаются вместе с поверхностью Солнца с периодом 27 сут и, если поток попадает на Землю, каждый раз вызывают геомагнитные бури. Энергетический баланс внешней атмосферы Солнца. Почему у Солнца такая горячая корона? Пока мы этого не знаем. Но есть довольно обоснованная гипотеза, что энергию во внешнюю атмосферу переносят звуковые и магнитогидродинамические (МГД) волны, которые генерируются турбулентными движениями газа под фотосферой. Попадая в верхние разреженные слои, эти волны становятся ударными, и их энергия диссипирует, нагревая газ. Звуковые волны нагревают нижнюю хромосферу, а МГД-волны распространяются по магнитным силовым линиям дальше в корону и нагревают ее. Часть тепла из короны за счет теплопроводности уходит в хромосферу и там излучается в пространство. Остальное тепло поддерживает излучение короны в замкнутых петлях и ускоряет потоки солнечного ветра в корональных дырах.
См. также

Состоящей из плазмы и газа. Около 91% газа представляет собой водород, за которым следует гелий. Солнце служит самым важным источником энергии для всех живых организмов на Земле. На него приходится 99,86% от общей массы Солнечной системы. Это самое яркое космическое тело, наблюдаемое на небе Земли, и температура Солнца сильно варьируется от ядра к поверхности звезды.

Структура Солнца

Ядро Солнца

В ядре Солнца гравитационное притяжение приводит к огромным температурам и давлению. Температура здесь может достигать 15 миллионов градусов по Цельсию. Атомы водорода в этой области сжимаются, и сливаются вместе для получения гелия в процессе, называемом ядерным синтезом. Ядерный синтез вырабатывает огромное количество энергии, которая излучается к поверхности Солнца и в впоследствии достигает Земли. Энергия от ядра проникает в конвективную зону.

Конвективная зона

Эта зона простирается на 200 000 км и приближается к поверхности. Температура в этой зоне опускается ниже 2 миллионов градусов Цельсия. Плотность плазмы достаточно низка, чтобы создать конвективные токи и транспортировать энергию к поверхности Солнца. Тепловые колонны зоны создают отпечаток на поверхности Солнца, придавая ему гранулированный вид, называемый супергрануляцией в самом большом масштабе и грануляцией в наименьшем масштабе.

Фотосфера

Фотосфера - это внешняя излучающая оболочка Солнца. Большая часть энергии этого слоя полностью вытекает из Солнца. Толщина слоя составляет от десятков до сотен километров, а солнечные пятна на нем темнее и прохладнее, чем окружающий регион. В основе больших солнечных пятен температура может составлять 4 000 градусов Цельсия. Общая температура фотосферы составляет приблизительно 5 500 градусов Цельсия. Энергия Солнца обнаруживается как видимый свет в фотосфере.

Хромосфера

Хромосфера является одним из трех основных слоев атмосферы Солнца и имеет толщину от 3000 до 5000 км. Она расположена прямо над фотосферой. Хромосфера обычно не видна, если нет полного затмения, в течение которого ее красноватый свет окружает лунный диск. Слой обычно не наблюдается без специального оборудования из-за яркости фотосферы. Средняя температура хромосферы составляет около 4 320 градусов по Цельсию.

Корона

Корона простирается на миллионы километров в космос и, как хромосфера, легко видна во время затмения. Температура короны может достигать 2 миллионов градусов Цельсия, и именно эти высокие температуры придают ей уникальные спектральные особенности. Когда она остывает, теряя как радиацию, так и тепло, вещество сдувается в виде солнечного ветра.

Важность энергии Солнца

Солнечная энергия позволяет растениям в вырабатывать собственную пищу, которая, в свою очередь, потребляется другими живыми существами. Солнечный свет дает зрение и нагревает воду. Он необходим для образования угля и нефтепродуктов, а также является важным фактором в формировании витамина D, который незаменим для роста костей в организме человека.



Предыдущая статья: Следующая статья:

© 2015 .
О сайте | Контакты
| Карта сайта