Naše mjesto na ovom svijetu
Mliječni put - Shash Galaxy
Solarna atmosfera - fotosfera

Fotosfera - Atmosfera sunce započinje sa 200-300 km dublje vidljive ivice sunčeve ivice. Ovi najdublji slojevi atmosfere nazivaju se fotosferom. Budući da njihova debljina ne predstavlja više od jedne tri hiljade solarnog radijusa, fotosfera se ponekad i konvencionalno naziva površinom Sunca.
Gustina plinova u fotosferi je približno ista kao i u Zemljinoj stratosferi, te stotine puta manji od zemlje Zemljene površine. Temperatura fotosfere smanjuje se sa 8000 k na dubini od 300 km do 4000 k u gornjim slojevima. Temperatura tog srednjeg sloja, čime se radi u tome što opažamo, oko 6000 K. pod takvim uvjetima, gotovo svi molekuli plina raspadaju se u zasebne atome. Samo u većini gornjih slojeva fotosfere relativno blago jednostavne molekule i radikale tipa H 2, oh, ch.

Posebnu ulogu u sunčevoj atmosferi igra se negativnim vodikom iona koji je proton sa dva elektrona. Ovaj neobičan spoj događa se u tankom vanjskom, najhladnijim slojem fotosfere sa "lijepljenjem" na neutralni atomi hidrogena negativno napunjenih besplatnih elektrona koji se lako isporučuju jonizirani kalcijum, natrijum, magnezijum, gvožđe i ostale metale. U pojavljivanju negativnih iona hidrogena emitiraju se većinu vidljive svjetlosti. Ista svjetlost jona s nestrpljenjem se apsorbuje, zbog čega neprozirnost atmosfere dubine raste brzo. Stoga vidljiva ruba sunca i čini nam se vrlo oštrim.
Gotovo sve naše znanje sunca zasniva se na studiji svog spektra - uskih multi-obojenih traka koji ima istu prirodu kao i duga. Prvi put stavljajući prizmu na sunčani put, Newton je primio takvu traku i uzviknuo: "Spectrum!" (Lat. Spectrum - "Vizija"). Kasnije su tamne linije primijećene u spektru sunca i pronašli su ih granice cvijeća.
U teleskopu s visokim povećanjem mogu se primijetiti tanki dijelovi fotosfere: cjelinu koju se čini prekrivenim malim jarkim žitaricama - granulama, odvojenim mrežom uskim tamnim stazama. Granila je rezultat miješanja topliji plina i spustio je hladnije. Temperaturna razlika između njih u vanjskim slojevima je relativno mala (200-300 k), ali dublje, u konvektivnoj zoni, veće je i dolazi do miješanja značajno intenzivnije. Konvekcija u vanjskim slojevima sunce igra ogromnu ulogu, određujući ukupnu strukturu atmosfere. Konačno, postoji konvekcija kao rezultat složene interakcije sa sunčanim magnetna polja Uzrok je svih različitih manifestacija solarne aktivnosti. Magnetna polja sudjeluju u svim procesima na suncu. Ponekad u malom dijelu solarne atmosfere pojavljuju se koncentrirana magnetska polja, nekoliko hiljada puta jači nego na Zemlji. Ionizirana plazma je dobar dirigent, ne može se kretati preko magnetnih indukcijskih linija jakog magnetnog polja. Stoga na takvim mjestima miješanje i porast vrućih plinova uspori se na dnu, a tamna površina dolazi - solarna mrlja. Protiv pozadine zasljepljujuće fotosfere, čini se potpuno crno, mada u stvarnosti svjetlina je slabija samo deset.
Vremenom se veličina i oblik tačaka uvelike mijenjaju. Dolazak u oblik jedva uočljive pore, mrlja postepeno povećava svoje dimenzije na nekoliko desetina hiljada kilometara. Velike mrlje, u pravilu se sastoje od mračnog dijela (kernela) i manje tamne - sedamnaest, čija struktura pričvršćuje tip vrtloga. Mrlje su okružene svjetlijim dijelovima fotosfere, nazvanih baklje ili polja baklje.
Fotosfera se postepeno prelazi u ravnije vanjske slojeve solarne atmosfere - kromosfere i krunu.
Solarna atmosfera - kromosfera

Kromosfera (Grčki. "Sfera boja") imenovala je za njegovu crvenkasto-ljubičastu boju. Vidljivo je tokom kompletnih solarnih pomračenja kao griješeni svijetli prsten oko crnog diska Mjeseca, samo zasjepio sunce. Chromosfera je vrlo heterogena i sastoji se uglavnom od duguljastih izduženih jezika (spikule), koji mu daju izgled paljenja trave. Temperatura ovih hromosferskih mlaznica je dva do tri puta veća nego u fotosferi i gustoću stotina hiljada puta manje. Ukupna dužina kromosfere je 10-15 hiljada kilometara.
Rast temperature u kromosferi objašnjava se širenjem valova i magnetskih polja prodiranje iz konvektivne zone. Supstanca se zagreva na isti način kao da se to dogodilo u gigantskoj mikrovalnoj peći. Brzina toplinskih pokreta čestica povećava se, sudari između njih brzo, a atomi gube vanjske elektrone: tvar postaje vruća ionizna plazma. Isti fizički procesovi podrška i neobično visoka temperatura najnovijeg slojeva solarne atmosfere koja se nalaze iznad kromosfere.
Često tijekom pomraka (i sa posebnim spektralnim uređajima - i bez čekanja pomračenja) iznad površine sunca, možete promatrati bizarne oblike "fontane", "Cloughts", "grmlje", "lukovi", "lukovi", "lukovi", "lukovi", "lukovi", "lukovi", "lukovi", "lukovi", "lukovi" i Ostale sjajne blistave formacije od hromosferskih supstanci. Oni su u odsustvu ili se polako mijenjaju, okruženi glatkim zakrivljenim mlaznicama, koji teku u kromosferu ili protoče iz njega, dižući se na desetine kilometara i stotine hiljada kilometara. Ovo su najglasnije formacije solarne atmosfere - protuboyrans. Kada se primijeti u crvenoj spektralnoj liniji koje emitira hidrogen atomi, izgledaju na pozadini solarni diska sa tamnim, dugim i zakrivljenim vlaknima.

Protuberake imaju o istoj gustini i temperaturi kao kromosferu. Ali oni su iznad njega i okruženi su većim, snažno posipanim gornjim slojevima solarne atmosfere. Protuberake ne spadaju u kromosferu jer njihova supstanca održava magnetna polja aktivnih područja Sunca.
Prvi put je francuski astronom Pierre Zhansen i njegov engleski kolega Joseph Lyoulomer i njegov engleski kolega, Joseph Lomer, i njegov engleski kolega, Skotroscop 1868. godine, 1868. godine, jaz u spektroskopu je tako da pređe u ivicu Sunce, a ako je protububean u blizini, tada možete vidjeti raspon njegovog zračenja. Usmjeravanje jaza različite stranice Štampanje ili kromosfera, možete ih proučiti u dijelovima. Spektar Protuberanda, kao i kromosfere, sastoji se od svijetlih linija, uglavnom vodika, helijuma i kalcijuma. Prisutni su i zračenje drugih hemijskih elemenata, ali su mnogo slabiji.
Neki protubernameri, koji su proveli dugo, bez primjetnih promjena, iznenada se eksplodiraju, a njihova supstanca brzinom stotina kilometara u sekundi se emitira u međuplanetarni prostor. Vrsta kromosfere također se mijenja, što ukazuje na neprekidno kretanje komponenti njegovih gasova.
Ponekad se nešto slično eksplozijama događa u vrlo malim površinama atmosfere sunca. Ovo su takozvani kromosferski treperi (najmoćniji procesi poput eksplozije, mogu trajati samo nekoliko minuta, ali za to vrijeme se energija razlikuje, što ponekad doseže 10 25 J). Obično su nekoliko desetine minuta. Tokom izbijanja u spektralnim linijama vodonika, helijuma, joniziranog kalcijuma i nekih drugih elemenata, luminomenica zasebnog dijela kromosfere iznenada se povećava deset puta. Posebno rastući ultraljubičasto i rendgenski zračenje povećava se: ponekad je njegova snaga nekoliko puta veća od ukupne snage zračenja sunca u ovom kratkom talasnom području spektra do izbijanja.
Spotovi, baklje, izbočine, kromosferi treperi - svu ovu manifestaciju solarne aktivnosti. Uz povećanje aktivnosti, broj ovih formacija na suncu postaje više.
Solarna atmosfera - kruna

Kruna - Za razliku od fotosfere i kromosfere, vanjski dio sunčeve atmosfere ima ogromnu dužinu: proširuje se više od milijuna kilometara, što odgovara nekoliko solarnih radijaca, a njegov slab nastavak ostavlja još dalje.
Gustina supstance u solarnom kruni smanjuje se sa visinom mnogo sporih od gustoće zraka u zemljinoj atmosferi. Smanjenje gustoće zraka kada se uspon prema gore određeni privlačnom zemljom. Na površini sunca, snagu gravitacije je mnogo više, a čini se da njegova atmosfera ne bi trebala biti velika. U stvari, neobično je opsežan. Slijedom toga, postoje neke snage koje djeluju protiv privlačenja sunca. Te su snage povezane sa ogromnim brzinama atoma i elektrona u kruni, zagrijane na temperaturu od 1-2 miliona stepeni!
Kruna se najbolje primjećuje tokom pune faze solarnog pomračenja. Tačno, za one nekoliko minuta koje traje, vrlo je teško izvući ne samo pojedinačne detalje, već i opći pogled na krunu. Oko promatrača se jedva počinje naviknuti na iznenada koji se pojavljuje i svijetla zraka sunce pojavila se zbog ivice Mjeseca, svijetla zraka sunca već je najavljena za kraj pomračenja. Stoga, često skice krune koju su imali iskusnih posmatrača tokom istog pomračenja, variraju. Nije bilo moguće čak i tačno odrediti njegovu boju.
Izum fotografije dao je astronomima objektivna i dokumentarna metoda istraživanja. Međutim, dobiti dobar snimak krune takođe nije lako. Činjenica je da je najbliža sunčanom dijelu, takozvana unutrašnja kruna, relativno je svijetla, dok se čini da je krajnja vanjska kruna vrlo blijed sjaj. Stoga, ako je vanjska kruna jasno vidljiva na fotografijama, unutrašnji se pokaže da se uznemirava, a na slikama gdje se prikazuju dijelovi unutarnje krune, vanjski je potpuno neprimjetan. Da biste prevladali ovu poteškoću, tokom pomračenja obično pokušavate dobiti nekoliko snimka krune odjednom - s velikim i malim izlozima. Ili se kruna fotografira postavljanjem posebnog "radijalnog" filtra prije fotoplastike, slabim zone zvona svijetlih unutarnjih dijelova krune. Na takvim se slikama njena struktura može pratiti do puno solarnog radijusa.
Već su prve uspješne fotografije koje su dozvoljene da budu otkrivene u kruni veliki broj Detalji: Koronalni zraci, sve vrste "lukova", "kaciga" i druge složene formacije, jasno povezane sa aktivnim regijama.
Glavna karakteristika Kruna je blistavu strukturu. Koronalni zraci imaju najuorličniji oblik: ponekad su kratki, ponekad dugo, postoje ravne zrake, a ponekad su vrlo zakrivljene. Povratak 1897. godine, Pulkovsky Astronom Aleksej Pavlovič Ghanski otkrio je da se opći tip solarne krune periodično mijenja. Pokazalo se da je to zbog 11-godišnjeg ciklusa solarne aktivnosti.
Sa 11-godišnjim periodom, i ukupna svjetlina i oblik solarne krune se mijenjaju. U eri maksimum solarnih tačaka ima relativno zaobljeni oblik. Lagano i usmjereno duž radijusa sunčevih zraka krune uočene su u solarnom ekvatoru i u polarne regije. Kad ima malo mrlja, koronalne zrake formiraju se samo u ekvatorijalnim i srednjim širinama. Oblik krune postaje izdužen. Polovi se pojavljuju karakterističnim kratkim zracima, takozvanim polarne četkice. U ovom slučaju, ukupna svjetlina krune smanjuje se. Ovo zanimljiva značajka Krune, koje su sporne, povezane su s postepenim kretanjem tokom 11-godišnjeg ciklusa područja prevladavajućeg mrlja. Nakon minimuma, mrlje se počinju javljati na obje strane ekvatora na širinama od 30-40 °. Tada se zona bojenje postepeno spušta na ekvator.
Pažljive studije učinile su neophodno da utvrdi da postoji određena veza između konstrukcije krune i pojedinačnih formacija u atmosferi Sunca. Na primjer, svijetle i ravne koronske zrake obično se promatraju preko mrlja i baklja. U njihovom smjeru, susjedne zrake savijene. Na osnovu koronalnih zraka, svjetlina kromosfere se povećava. Ovo se područje naziva obično uzbuđeno. To je vruća i čvrsto susjedna, vanjmirana područja. Iznad mrlja u kruni postoje svijetle složene formacije. Protuberake su takođe često okruženi granazima koronalne materije.
Kruna se pokazala jedinstvenom prirodnom laboratorijom u kojoj se tvar može primijetiti u najneobičnijim i neantibilnijim uvjetima na zemlji.
Na prijelazu XIX-XX vekova, kada plazma fizika zapravo nisu postojale, promatrane karakteristike krune bile su neobjašnjive misterije. Dakle, boja krune je iznenađujuće slična suncu, kao da njegova svjetlost odražava ogledalo. Istovremeno, međutim, u unutrašnjoj kruni potpuno nestaju za solarni spektar liniji linije. Ponovo se pojavljuju daleko od ruba sunca, u vanjskoj kruni, ali već vrlo slabi. Pored toga, kruna je polarizirana: avioni u kojima se osciliraju svjetlosni valovi uglavnom se nalaze u pogledu solarnog diska. S uklanjanjem od sunca, udio polariziranih zraka prvo se povećava (gotovo do 50%), a zatim opada. Konačno, u spektru krune izgledaju svijetle emisije koje su gotovo do sredine XX vijeka. Nije uspjelo identificirati bilo koji od poznatih hemijskih elemenata.
Pokazalo se da je glavni razlog svih ovih karakteristika krune visoka temperatura snažno posipanog plina. Na temperaturi od više od milion stepeni, prosječna stopa atoma vodika prelazi 100 km / s, a besplatni elektroni su u 40 puta više. Na takvim brzinama, uprkos snažnoj odgovarajućoj supstanci (samo 100 miliona čestica u CC-u, cm, što je 100 milijardi puta prikupljanje zraka na zemlji!), Relativno česti sudari atoma, posebno sa elektronima. Sile elektronskih šokova su tako sjajne da su atomi lakih elemenata gotovo u potpunosti lišeni svih njihovih elektrona, a samo "gole" nuklearne jezgra ostaju od njih. Teže elemente zadržavaju najdublje elektroničke školjke, prelazeći u visok stupanj jonizacionog stanja.
Dakle, koronalni plin je visoko povišena plazma; Sastoji se od mnogih pozitivno naplaćenih jona svih vrsta hemijskih elemenata i malo slobodnih elektrona koji proizlaze iz ionizacije atoma vodika (jedan elektron), helijum (dva elektrona) i teže atome. Budući da mobilni elektroni igraju glavnu ulogu u takvom plinu, često se naziva elektronskim plinom, iako znači da se podrazumijeva prisustvo tako određenog broja pozitivnih iona, što bi u potpunosti osiguralo neutralnost plazme u cjelini.
Bijela boja Kruna se objašnjava na rasip sunčevo svjetlo na slobodnim elektronima. Oni ne ulažu svoju energiju tokom rasipanja: Fluktuirajući taktiku svjetlosnog talasa, oni mijenjaju samo smjer raštrkanog svjetla, dok ga polariziramo. Tajanstvene svijetle linije u spektru generiraju se brzo zračenjem visoko kutnog željeza, argona, nikla, kalcijuma, kalcijuma i drugih elemenata koji se javljaju samo u uvjetima teške permafrosta. Konačno, apsorpcijske linije u vanjskoj kruni uzrokovane su rasipanjem česticama prašine koje su stalno prisutne u međuzvjezdanom medijumu. A odsustvo linije u unutrašnjoj kruni rezultat je činjenice da se nakon razbacaja na vrlo brzom pokretnim elektronima, sve svjetlosne kvanta testiraju takve značajne promjene u frekvencijama koje su čak i jake fraunge snage linije solarnog spektra u potpunosti "zatvorene".
Dakle, kruna Sunca je najnepserniji dio njegove atmosfere, najpošteniji i najtopliji. Dodajemo da je ona i najbliže: ispostavilo se, prostire se od sunca u obliku stalno premještanja plazme - solarni vjetar od njega. U blizini zemlje njegova je brzina prosječno 400-500 km / s, a ponekad doseže gotovo 1000 km / s. Širenje daleko izvan granica orbita Jupitera i Saturna, solarni vjetar tvori džinovsku heliosferu, granicu s još rijetkim međuzvezdskim medijima.
U stvari, živimo okružen solarne krune, iako su zaštićeni od prodora zračenja pouzdanom barijerom u obliku Zemljenog magnetnog polja. Kroz krunu solarna aktivnost utječe na mnoge procese koji se javljaju na Zemlji (geofizičke pojave).
Kako sunce utječe na zemlju

Sunce osvjetljava i zagrijava našu planetu, bez ovoga, život na njemu nije samo osoba, već i mikroorganizmi bi bili nemogući. Sunce je glavna (iako nije jedini) motor koji se odvija na zemljanim procesima. Ali ne samo toplina i svjetlost ne dobijaju zemlju od sunca. Različite vrste Solarni zračenje i tokovi čestica imaju stalni učinak na njen život.
Sunce šalje elektromagnetske valove na zemlju svih područja spektra - od više kilometara radio valova do Gamma zraka. Okolica Zemlje postiže i naplaćene čestice različitih energije - i visoke i niske i srednje. Konačno, sunce emitira snažan protok elementarnih čestica - neutrino. Međutim, utjecaj potonjeg na Zemljine procese otpušta se mali: za ove čestice, globus je transparentan, a slobodno lete kroz njega. Samo vrlo mali dio nabijenih čestica iz međuplanetarnog prostora spada u atmosferu zemlje (ostatak odbacuje ili odbija geomagnetsko polje). Ali njihova energija je dovoljna da uzrokuje polarne zrake i uznemirenosti magnetnog polja naše planete.
Elektromagnetska uznemirenost podvrgava se strogom selekciji u Zemljinoj atmosferi. Transparentno je samo za vidljivo svjetlo i najbliže ultraljubičasto i infracrveno zračenje, kao i za radio talase u relativno uskom rasponu (od centimetara do metra). Sve ostalo zračenje ili se odražava ili se apsorbira atmosferom, grijanjem i ionizujom njegovim gornjim slojevima.
Apsorpcija rendgenskih zraka i tvrdih ultraljubičastih zraka počinje na izlazima od 300-350 KM; Na istim visinama, odražavaju se najduži radio talasi iz prostora. S jakim prskanjem solarnih rendgenskih zraka iz kromosferskog treptaja, rendgenska kvanta prodire do visine od 80-100 km od površine zemlje, Ionizuet atmosfere i uzrokuju kršenje kratkih talasa.

Tamna, zlobna vrsta regije na lijevoj strani solarnog diska tako su zvana rupa za korona. Ova područja nalaze se iznad površine, gdje se snage solarnog magnetnog polja idu u međuplanetarni prostor, karakteriziraju smanjeni pritisak. Koronalne rupe počele su intenzivno studirati od satelita od 1960-ih u ultraljubičastoj i rendgenskom svjetlu. Poznato je da su izvori intenzivnog solarnog vjetra, koji se sastoji od atoma i elektrona koji lete dalje od sunca duž otvorenih magnetnih polja.

Naše Sunce.

Mekano (dugo-talas) ultraljubičasto zračenje može prodrijeti čak i dublje, apsorbira se na nadmorskoj visini od 30-35 km. Ovdje su ultraljubičasta kvanta podijeljena u atome molekula kisika sa naknadnim formiranjem ozona. Dakle, nije stvoren transparentan za ultraljubičasti "ozonski ekran", zaštitu života na zemlji iz izblijedjelih zraka. Nije apsorbiran dio najsavremenije ultraljubičastog zračenja dolazi do Zemljine površine. To su ovi zraci koji uzrokuju preplanule ljude.
Zračenje u vidljivom rasponu se slabo upija. Međutim, rasprši se atmosferom čak i u nedostatku oblaka, a dio se vraća u međuplanetarni prostor. Oblaci koji se sastoje od kapljica vode i čvrste čestice značajno poboljšavaju odraz sunčevog zračenja. Kao rezultat toga, dolazi do površine planete, oko polovine padajuće svjetlosti koja pada na granicu zemaljske atmosfere.
Količina solarne energije koja dolazi na površinu od 1 kvadratnih metara, raspoređene okomito na solarne zrake na granici Zemljine atmosfere, naziva se solarna konstanta. Vrlo je teško izmjeriti ga sa zemlje, a samim tim i vrijednosti prije početka prostora bile su vrlo približne. Male fluktuacije (ako zaista postoje) svjesno "tone" u netačnoj mjerenjima. Samo implementacija posebnog svemirskog programa za utvrđivanje solarne konstante omogućilo je pronalaženju pouzdane vrijednosti. Prema posljednjim podacima, to je 1370 W / m 2 s tačnošću od 0,5%. Vibracije veće od 0,2%, tokom vremena mjerenja nije otkriveno.
Na zemlji se zračenje apsorbira kopnom i okeanom. Grijana zemljana površina zauzvrat zrači u području infracrvene dužine duge. Za takav zračenje dušika i kisika atmosfera je prozirna. Ali to je pohlepno apsorbirana vodenom parom i ugljen-dioksid. Zahvaljujući ovoj maloj komponenti, zrak ljulja drži toplinu. Ovo je efekt staklenika atmosfere. Postoji ravnoteža između pojave solarne energije u zemlju i njegove gubitke na planeti: Koliko dolazi, toliko i konzumira se. Inače, temperatura Zemljine površine zajedno sa atmosferom ili se neprestano povećava ili pala.

- Sve pojave solarne aktivnosti povezane su s izlazom na površinu magnetskih polja sunce. Već prva mjerenja efekta Zeemana, provedena početkom 20. vijeka, pokazala su da polja u mrljama karakteriziraju napetost reda od nekoliko hiljada ušiju, a takva polja se provode u područjima s promjerom 20.000 km. Moderni instrumenti za mjerenje polja na suncu omogućavaju ne samo da mjere vrijednost polja s tačnošću od 1 E, već i sudiju o uglu na nagibu napetosti magnetskog polja. Saznat je, na primjer, da su baklje površine sa poljama 5-300 E. U hladu polja polja dostižu 1000-4500 E. u središtu mjesta, polje se usmjerava prema polumjeru, uz radijus Sunca, ali periferija povećava padinu, a u pola polja gotovo paralelno s solarne površine. Polje je koncentrirano u zasebnim pojasevima.

Sunce je vrlo nemirno. Na ovoj slici prikazano je u konvencionalnim bojama, prikazan je aktivno područje koje se nalazi na rubu sunčanog diska. Vruća plazma izbija iz solarne fotosfere i pomiče se duž linija magnetnih polja. Vrlo vruće regije označene su crvene, što ukazuje da je u nekim petlji magnetskog polja više od ostalih petlje. Petlja magnetnog polja je vrlo velika, pa se zemlja lako može uklopiti u njih.

Naše Sunce.

Srednja površina solarne površine ima 1 e, sastoji se, očigledno, iz pojedinih ćelija sa 10 e na svojim granicama. Takvo se polje promatra u blizini pola sunca, dok se na niskim širinama često uznemiruju jaka polja aktivnih područja. Ova jaka lokalna polja su ogorčena ne samo na fotosferu, već prodiru u vanjske slojeve. U kromostu preko sjene mrlja, njihova vrijednost može dostići 1000 E, iznad polovine i baklje od 100 E. indirektni dokazi piše da polja u kruni nad aktivnim područjem 10-0.1 et, aktivno područje (ili centar aktivnosti) identificiran je s mjestom magnetskog polja visokog napona. Donja baza aktivne regije su baklje i mrlje - smještene u fotosferi. Gornji deo se manifestuje kao hromosferska baklja (flokul), a u kruni - kao kononska kondenzacija.
Najčešće aktivne površine karakterišu dva pola suprotne polaritet - takozvani. Bipolarni centri, iako postoje i mnoštvo i unipolarna područja. Suprotni polaritetni stupovi povezani su sustavom lukova dužinom do 30.000 km i do 5000 km. Vrhovi strijela se polako podižu, a o stubovima plin teče dolje prema fotosferi.
Razvoj aktivnog područja u vreme je svojstven. Uz pojačavanje magnetnog polja u fotoeferi pojavljuje se baklja, postepeno povećavajući njeno područje i svjetlinu. Nakon otprilike jednog dana pojavljuje se nekoliko tamnih tačaka, koje se tada razvija u solarnim tačkima. Desetine - jedanaesti dani života regije karakterišu najolužnije procese u kromosferi i kruni. Istovremeno, veličina velikih grupa mrlja doseže 20 helikolnih stupnjeva u dužini i 10 po geografskim širinama ili 2400 km x 12.000 km. Nakon 1-3 mjeseca, mrlje postepeno nestaju, divovski protubeneti visi nad regionom. Nakon šest mjeseci ili godinu dana, ovo područje nestaje.
Za srednje mjesto sa poljem od 3000 e magnetne energije, najmanje 10 puta veće od kinetika. Energija konvektivnih pokreta. Ali u konvektivnoj ćeliji nužno postoji vodoravni pokret, okomit na smjer polja. Polje sprečava horizontalni pokret, kao rezultat čije konvekcije u mrljama značajno oslabljeno. Poteškoće u konvekciji dovodi do manji protok energije u područje mjesta, jer energija u dubokim slojevima prenosi konvektivni pokreti. Vjerovatno su niže temperature i "crne" spotove povezane s tim.
Granule su primijećene u sjeni (sa dimenzijama do 300 km i prosječnog života od 15-30 min) ukazuju na prisustvo snažno modificirane konvekcije. Sastoji se ovdje u činjenici da odvojeni elementi Vrući plin se probija kroz spotove duž polja do fotosferskih visina. Tamo se šire, stiskajući ambijentalni benzin s terenom. Spušta se gusti plin, kretanje plina podseća na kretanje gore i dolje u pomno uređenim cijevima s laganim presjekom presjeka (tj. S manjim deformacijom dalekovoda). U mnogim drugim slučajevima, prilikom pokretnog plina u izbočinama, u koronskim lukovima putanje plinskog pokreta također se podudaraju s napretkom dalekovoda.
Stepen polja na strukturu vanjske atmosfere ovisi o veličini magnetnog toka s pogledom na površinu (1017-1022 μS) i koliko se mijenja visina i na vrijeme.

Fotosfera je sloj solarne atmosfere, koji vidimo u teleskop i percipiramo oko kao površinu, ima temperaturu od oko 5.800 s. Tokom minimum solarne aktivnosti u odnosu na razmak. Sve vrtložne toplotne reakcije, dajući zvijezdu svojoj energiji, bit će duboko unutra. Ali s početkom novog ciklusa, energija svih ovih internih procesa počinje izbiti. Povećanje solarne aktivnosti je simptom magnetnih pomaka pod površinom Sunca. U tom periodu magnetno polje zvijezde gubi svoju polaritet. Na svojoj površini se pokupe mrlje - relativno hladna područja, čija temperatura ne prelazi 4.500 ° C. Protiv pozadine vrućih fotocheres izgledaju kao tamne. Magnetno polje mrlja znatno je veće od okolnog prostora. Na tom području kroz koje su takozvani "upleteni" filamenti na licu mjesta, ponekad postoje situacije, s više eventualno "ponovne korjene" magnetnih polja. Ovdje se aktivno razvijaju solarni baklji - najjača manifestacija solarne aktivnosti , utjecajući na zemlju. Potječe na svu prijetnju solarnom atmosferi. Njihov razvoj prati složeni pokreti joniziranog plina, ubrzanja čestica, ubrzanje česticama, dostiže veliku vrijednost uporedivu s količinom solarne energije dobijene Naša planeta za cijelu godinu. Ovo je otprilike 100 puta veći od cijele termalne energije, što bi se moglo dobiti sagorijevanjem svih istraživanih rezervi ulja, gasa i uglja. Jake epidemije su vrlo rijedak fenomen, s podmornicom, energija se oslobađa u gornjoj hromosferi ili donjoj kruni, generira kratkoročnu elektromagnetsku zračenje u širokom rasponu talasnih duljina - od krutog rendgenskog zračenja u radio valove. Njegov glavni dio oslobađa se u obliku kinetičke energije čestica koje se kreću u kruni i međuplanetarni prostor brzinom do 1000 km, te energije krute elektromagnetske zračenje. Supstanca se baca sa površine sunca brzinom od 20 do 2.000 km / s. Njegova masa procjenjuje se na milijardama tona. I njegova energija, širi se u prostoru, za manje od 4 minute dostiže zemlju. Protok korpuskularnih čestica koje emitiraju sunce, brzinom od oko 500 km / s u magnetskom polju zemlje, uzrokujući ogorčenje u njemu i utječe na procese na našoj planeti.

SunceUprkos činjenici da je naveden "Žuti patuljak" Tako sjajno da smo čak i teško zamisliti. Kad kažemo da je masa Jupitera 318 mase zemlje, čini se nevjerovatnim. Ali kad naučimo da 99,8% mase čitave tvari pada na sunce - to samo nadilazi razumijevanje.

Tokom proteklih godina puno smo naučili o tome kako je dogovorena "naša" zvezda. Iako čovječanstvo nije izmislio (i vjerojatno je da će ikad izmisliti) istraživačku sondu sposobna za fizički pristupiti suncem i uzimati uzorke njegove tvari, nismo loši u vezi sa njegovim kompozicijom.

Poznavanje fizike i mogućnosti daju nam priliku da tačno kažemo šta se sunce sastoji od: 70% njegove mase je vodonik, 27% - helijum, ostali elementi (ugljik, kisik, azot, glačalo, magnezijum i drugi) - 2,5%.

Međutim, samo je ova suha statistika naša znanja, srećom, nisu ograničena.

Šta je unutar sunca

Prema modernim proračunima, temperatura u dubinama doseže 15 do 20 miliona stepeni Celzijusa, gustoća zvijezda doseže 1,5 grama po kubnom centimetrom.

Izvor energije sunca stalno je tekući nuklearna reakcija koja teče duboko ispod površine, zbog koje se održava visoka temperatura blistave. Duboko ispod površine sunca, vodonik se pretvara u helijum kao rezultat nuklearne reakcije sa istodobnim oslobađanjem energije.
"Zona nuklearne sinteze" sunce zove se sunny Cernel I ima polumjer od oko 150-175 hiljada KM (do 25% polumjera od sunca). Gustina supstance u solarnom jezgri je 150 puta puta gustoće vode i gotovo 7 puta je gustina supstance gustoće na zemlji: Osmia.

Naučnici znaju dvije vrste termonuklearnih reakcija zvijezda pod zvijezdama: vodikov ciklus i carbonski ciklus. U suncem uglavnom teče vodikov cikluskoja se može podijeliti u tri faze:

• hydrogene jezgre prelazi u deuterijum kernel (hidrogen izotop)
• hydrogene kerneli pretvore se u nestabilnu heliju Isotope kernel
• proizvodi prve i druge reakcije obvezuju se na formiranje stabilnog helijumskog izotopa (Helium-4).

Svake sekunde, međutim, 4,26 miliona tona zvezde supstanci se, međutim, u usporedbi s težinom sunca, čak ni ova nevjerovatna vrijednost toliko mala da se mogu zanemariti.

Prinos topline iz utroba sunce izvodi se apsorpcijom elektromagnetskog zračenja koji dolaze odozdo i njegova daljnja re-lakoća.

Bliže površini sunce emitirane iz crijeva energije se prenosi uglavnom u konvektorska zonaSunce pomoću procesa konvekcija - Pomicanje tvari (topli tokovi tvari se povećavaju na površini, prehlada se spuštaju).
Konvektorska zona leži na dubini od oko 10% solarne promjera i dolazi na gotovo površinu zvijezde.

Atmosfera Sunca.

Iznad konvekcijskih zona započinje atmosferu sunca, u njemu se prijenos energije pojavljuje ponovo zračenjem.

Fotosfera Oni nazivaju donji sloj solarne atmosfere - vidljivu površinu sunca. Njegova debljina odgovara optičkoj debljini otprilike 2/3 jedinice, a u apsolutnim vrijednostima fotosfere dostiže debljinu 100-400 km. To je fotosfera koja je izvor vidljivog zračenja sunca, temperatura je od 6600 k (na početku) do 4400 k (na gornjem rubu fotosfere).

U stvari, sunce izgleda kao savršen krug sa jasnim granicama samo zato što je na granici fotosfere, njegova svjetlina pada 100 puta u manje od jednog sekunde luka. Zbog ovog zemljišta, sunčani disk je primjetno manje vezan od centra, njihova svjetlina je samo 20% svjetline diskovnog centra.

Kromosfera - Drugi atmosferski sloj sunca, vanjska ljuska zvijezde, debljina oko 2.000 KM oko fotosfere. Temperatura kromosfere se povećava sa visinom od 4.000 do 20.000 K. Gledajući sunce sa zemlje, ne vidimo kromosferu zbog niske gustoće. To se može primijetiti samo tokom solarnih pomračenja - intenzivan crveni sjaj oko ivica solarnog diska, ovo je kromosfera zvijezde.

Solarna kruna - Posljednja vanjska ljuska solarne atmosfere. Kruna se sastoji od izbočenja i energetskih erupcija, odlaska i izbijanja nekoliko stotina hiljada, pa čak i više od milion kilometara u prostoru, formiranjem sunčan vjetar. Prosječna koronska temperatura je do 2 milijuna K, ali može doći do 20 milijuna K. Međutim, kao u slučaju kromosfere - sa zemlje solarna kruna vidljiva samo za vrijeme pomračenja. Previše mala gustoća tvari solarne krune ne dozvoljava mu da ga promatra u normalnim uvjetima.

sunčan vjetar

sunčan vjetar - Protok napunjenih čestica (protona i elektrona) koje emitiraju zagrijani vanjski slojevi zvezde atmosfere, koji se protežu do granica našeg planetarnog sistema. Linije svake sekunde gubi milione tona svoje mase, zbog ove pojave.

U blizini orbite planete Zemlja Brzina solarnih čestica doseže 400 kilometara u sekundi (oni se kreću duž našeg zvjezdanog sustava supersoničnom brzinom), a gustoća solarnih vjetrova od nekoliko do nekoliko desetina joniziranih čestica u kubnom centimetru.

Bio je to solarni vjetar atmosfera planeta "puhala" plinove sadržane u njemu u njemu otvoreni prostor, Veličino je odgovoran za. Da se odupriča solarnom vjetru Zemlje omogućava magnetno polje planete, koje služi kao nevidljiva zaštita od solarnog vetra i sprečava odliv atmosferskih atoma u otvoreni prostor. U sudaru solarnog vjetra sa magnetskom poljem planete pojavljuje se optički fenomen koji na terenu nazivamo - polarna svjetlapopraćene magnetskim olujama.

Međutim, nezaposlenost i prednosti solarnog vjetra - "puše" iz solarnog sistema i prostora zračenja galaktičkog porijekla - i stoga štiti naš zvjezdani sistem od vanjskog, galaktičkog zračenja.

Tražite ljepotu polarnih radijaca, teško je vjerovati da su ovi naplatci vidljivi znak solarnog vjetra i magnetosfere zemlje

Zvijezde su u potpunosti izrađene od plina. Ali njihovi vanjski slojevi nazivaju se i atmosferom.

Atmosfera sunce počinje 200-300 KM. Dublje vidljivo rub solarnog diska. Ovi najdublji slojevi atmosfere nazivaju se fotosferom. Budući da njihova debljina ne predstavlja više od tri hiljada frakcija solarnog radijusa, fotosfera se ponekad naziva površinom sunca. Gustina plina u fotosferi je približno jednaka u zemlji Zemljinoj stratosferi, te stotine puta manji od prirodne površine Zemlje. Temperatura fotosfere smanjuje se za 8000 k na dubini od 300 km. do 4000 k u najgornim slojevima. U teleskopu s visokim povećanjem mogu se primijetiti tanki dijelovi fotosfere: cjelina, čini se da je cijela prekrivena malim jarkim zrnom - granule odvojene mrežom uskim tamnim stazama. Granulacija je rezultat miješanja skočnih protoka toplijih tokova plina i silazno hladnije. Temperaturna razlika između njih u vanjskim slojevima je relativno mala, ali dublja, u konvektivnoj zoni, veća je, a miješanje se događa značajno intenzivnijim. Konvekcija u vanjskim slojevima sunce igra ogromnu ulogu, određujući ukupnu strukturu atmosfere. Konačno, konvekcija je kao rezultat složene interakcije sa solarnim magnetskim poljima uzrok svih različitih manifestacija solarne aktivnosti. Fotosfera se postepeno prelazi u ravnije vanjske slojeve solarne atmosfere - kromosfere i krunu.

Chromosfera (grčki. "Sfera svjetla") imenovana je za njezinu crvenkasto-ljubičastu boju. Vidljivo je na vrijeme punom solarnih pomračenja poput gropa svijetlog prstena oko crnog diska Mjeseca, samo zasjepio sunce. Chromosfera je vrlo heterogena i sastoji se uglavnom od duguljastih izduženih jezika (spikule), koji mu daju izgled paljenja trave. Temperatura ovih hromosferskih jetova je 2-3 puta veća nego u fotosferi, a gustoća je stotine hiljada puta manje. Ukupna dužina kromosfere je 10-15 hiljada KM. Rast temperature u kromosferi objašnjava se širenjem valova i magnetskih polja prodiranje iz konvektivne zone. Supstanca se zagreva na isti način kao da se to dogodilo u gigantskoj mikrovalnoj peći. Brzina toplinskih pokreta čestica povećava se, sudari između njih brzo, a atomi gube vanjske elektrone: tvar postaje vruća ionizna plazma. Isti fizički procesovi podrška i neobično visoka temperatura najudavnijih slojeva sunčeve atmosfere koja se nalaze iznad kromosfere. Često tijekom pomraka iznad površine sunca možete promatrati bizarne oblike "fontana", "oblaka", "Funnels", "grmlje", "lukovi" i drugi jarko sjajno stvaranje hromosferske tvari. Ovo su najmirisetične formacije solarne atmosfere - Protuberanti. Imaju istu gustoću i temperaturu kao kromosferu. Ali oni su iznad njega i okruženi su većim, snažno posipanim gornjim slojevima solarne atmosfere. Protuberake ne spadaju u kromosferu jer njihova supstanca održava magnetna polja aktivnih područja Sunca. Neki protubernameri, koji su proveli dugo, bez primjetnih promjena, iznenada se eksplodiraju, a njihova supstanca brzinom stotina kilometara u sekundi se emitira u međuplanetarni prostor.

Za razliku od kromosfere i fotosfere, najviše vanjski dio atmosfere sunca - kruna - ima ogromnu dužinu: proširuje se više od milijuna kilometara, što odgovara nekoliko solarnih radijusa. Gustina supstance u solarnom kruni smanjuje se sa visinom mnogo sporih od gustoće zraka u zemljinoj atmosferi. Kruna se najbolje primjećuje tokom pune faze solarnog pomračenja. Glavna karakteristika krune je zračna struktura. Koronalni zraci imaju najuorličniji oblik: ponekad su kratki, ponekad dugo, postoje ravne zrake, a ponekad su vrlo zakrivljene. Opći oblik Solarna kruna se periodično mijenja. To je zbog jedanaestogodišnjeg ciklusa solarne aktivnosti. Mijenja i ukupnu svjetlinu i oblik solarne krune. U eri maksimum solarnih tačaka ima relativno zaobljeni oblik. Kad mrlje nisu dovoljne, oblik krune postaje izdužen, dok se ukupna svjetlina krune opada. Dakle, kruna Sunca je najnepserniji dio njegove atmosfere, najpošteniji i najtopliji. Dodajemo da je ona i najbliže: ispostavilo se, proteže se od sunca u obliku neprestano premještanja plazme iz njega - solarni vjetar. U stvari, živimo okružen solarnom krunom, iako su zaštićeni od njenog prodornog zračenja s pouzdanom barijerom u obliku zemaljskog magnetnog polja.

Kad vidimo sunčani ljetni krajolik, čini nam se da cijela slika kao da je ispunjena svjetlom. Međutim, ako pogledate sunce koristeći posebne uređaje, otkrit ćemo da cijela površina podsjeća džinovsko more, gdje će se vatreni valovi nasmijavati i mrlja. Koje su glavne komponente solarne atmosfere? Koji se procesi događaju unutar naših zvijezda i koje tvari ulaze u njegov sastav?

Zajednički podaci

Sunce je nebesko tijelo, što je zvijezda, a jedini u Sunčevom sustavu. Planete, asteroidi, sateliti i drugi prostorni objekti se okreću oko njega. Hemijski sastav sunce je u svakom trenutku isto. Međutim, značajno se mijenja kako zvijezda prilazi centru, gdje se nalazi njegova jezgra. Naučnici su otkrili da je solarna atmosfera podijeljena u nekoliko slojeva.

Koji su hemijski elementi uključeni u sunce

Nije uvek, čovečanstvo je stavilo te podatke o suncem, što danas ima nauku. Jednom kada pristalice vjerskog svijeta tvrdili su da je svijet nemoguće znati. I kao potvrda njegovih ideja, oni su vodili činjenicu da osoba ne daje da zna kakav je hemijski sastav sunca. Međutim, napredak u nauci uvjerljivo je dokazao zabludu takvih stavova. Posebno napredni naučnici u proučavanju zvezda nakon izuma spektroskopa. Hemijski sastav naučnika sunce i zvijezda studira se pomoću spektralne analize. Dakle, otkrili su da je sastav naše zvijezde vrlo raznolik. 1942. godine istraživači su otkrili da je čak i zlato prisutno na suncu, mada to nije toliko.

Ostale tvari

Uglavnom, hemijski sastav Sunca uključuje elemente poput vodika i helija. Njihova prevladavanje karakterizira gasovu prirodu naše zvijezde. Sadržaj ostalih elemenata, na primjer, magnezijum, kisik, azot, glačalo, kalcijum je malo.

Uz pomoć spektralne analize, istraživači su saznali koje tvari nisu baš na površini ove zvijezde. Na primjer, hlor, živa i boron. Međutim, naučnici sugeriraju da ove supstance, pored glavnih hemijskih elemenata, koje su dio sunca mogu biti u njenoj srži. Gotovo 42%, naša zvijezda sastoji se od vodonika. Otprilike 23% činilo je svim metalima koji su na suncu.

Kao i većina parametara drugih nebeskih tijela, karakteristike naše zvijezde izračunavaju se samo teoretski uz pomoć računarske tehnologije. Kao početni podaci, takvi su pokazatelji kao polumjer zvijezde, mase i njene temperature. Trenutno su naučnici utvrdili da je hemijski sastav suca zastupa 69 elemenata. Spektralna analiza igra veliku ulogu u tim studijama. Na primjer, zahvaljujući mu, uspostavljen je sastav atmosfere naše zvijezde. Otkriven je i zanimljiv obrazac: skup hemijskih elemenata u sastavu sunca iznenađujuće je sličan kompoziciji kamenih meteoriteta. Ta je činjenica važni dokazi da su ovi nebeska tela imaju opšte porijeklo.

Vatrena kruna

To je sloj snažno rakete plazme. Njegova temperatura doseže 2 milijuna Kelvinova, a gustoća tvari prelazi gustoću Zemljine atmosfere na stotine milijuna puta. Ovdje, atomi ne mogu biti u neutralnoj državi, stalno su se suočavaju i ioniziraju. Kruna je moćan izvor ultraljubičastog zračenja. Naš čitav planetarni sistem izložen je solarnom vjetru. Njegova početna brzina jednaka je gotovo 1 hiljada km / s, ali kako se uklanja iz zvijezde, postepeno se smanjuje. Brzina solarnog vjetra na površini zemlje iznosi oko 400 km / s.

Opće ideje o kruni

Sunčana kruna se ponekad naziva atmosferom. Međutim, to je samo za sebe. Najlakše od sve krune uoče se tijekom potpunog pomračenja. Ipak, bit će vrlo teško skicirati, jer pomračenje traje samo nekoliko minuta. Kada je fotografija izmišljena, astronomi su mogli dobiti objektivan pogled na solarnu krunu.

Već nakon što su napravljene prve slike, istraživači su uspjeli otkriti područja koja su povezana s povećanom aktivnošću zvijezde. Kruna Sunca ima blistavu strukturu. To nije samo najtopniji dio njegove atmosfere, već i u odnosu na našu planetu najbliže. U stvari, stalno smo unutar njega, jer sunčan vjetar prodire na najudaljenijim uglovima solarnog sistema. Međutim, iz svog utjecaja zračenja zaštićene smo Zemljinom atmosferom.

Jezgra, kromosfera i fotosfera

Središnji dio naše zvijezde naziva se jezgra. Njegov je radijus otprilike četvrtina ukupnog sunčevog radijusa. Supstanca unutar jezgre je vrlo komprimirana. Bliže površini zvijezde je takozvana konvektivna zona, gdje postoji prijedlog tvari koja stvara magnetno polje. Konačno, vidljiva površina sunce zove se fotosferom. To je sloj debljine više od 300 km. To je iz fotosfere do zemlje dolazi sunčevo zračenje. Njegova temperatura doseže oko 4.800 kelvina. Vodonik je ovdje sačuvan gotovo u neutralnom stanju. Chromosfera se nalazi iznad fotosfere. Njegova debljina je oko 3 hiljade KM. Iako su kromosfera i kruna sunca iznad fotosfere, naučnici ne provode jasne granice između tih slojeva.

Protuboyrans

Chromosfera ima vrlo nisku gustinu i zračenje je inferiorno od solarne krune. Međutim, ovdje možete promatrati zanimljiv fenomen: gigantski plamen čija je visina nekoliko hiljada kilometara. Nazivaju se solarni protuberi. Ponekad se izbočini rastu na visinu od milion kilometara iznad površine zvijezde.

Istraživanje

Protuberake su karakteristični za iste pokazatelje gustine kao kromosferu. Međutim, oni se nalaze neposredno iznad njega i okružuju ga rijetkim slojevima. Prvi put u povijesti astronomije, izbočine su promatrali istraživač iz Francuske Pierre Zhansen i njegov engleski kolega Joseph Lokimer 1868. godine, njihov spektar uključuje nekoliko svijetlih linija. Hemijski sastav sunca i izbočenja vrlo je sličan. Uglavnom je zastupljen vodonik, helijum i kalcijumom, a prisustvo drugih elemenata je beznačajan.

Neki protuberanti, koji su postojali određeni vremenski period bez vidljivih promjena, iznenada eksplodiraju. Njihova supstanca sa džinovskom brzinom koja dosegnula nekoliko kilometara u sekundi bačena je u obližnji vanjski prostor. Izgled Chromosfera se često mijenja, što ukazuje na različite procese koji se događaju na površini sunca, uključujući kretanje plinova.

U područjima zvijezda s povećanom aktivnošću, ne mogu se primijetiti samo izbočenja, već i mrlje, kao i pojačavanje magnetnih polja. Ponekad uz pomoć posebne opreme na suncu pronađene su izbine pojedinih gustih plinova, čija temperatura može dostići ogromne varijable.

Chromospheric treperi

Ponekad radio emisija naše zvijezde povećava stotine hiljada puta. Takav fenomen naziva se kromosferskom bljeskalicom. Prati se formiranjem mrlja na površini sunca. Prvo su viđeni treperi kao porast svjetline kromosfere, ali nakon toga ispostavilo se da su cijeli kompleks različitih pojava: oštro povećanje radio emisije (rendgenska i gama zračenja), izbacivanje mase Kruna, protonske rakete.

Izvlačimo zaključke

Dakle, saznali smo da je hemijski sastav suca uglavnom predstavljen dvije tvari: vodonik i helijum. Naravno, postoje i drugi elementi, ali njihov procenat je nizak. Pored toga, naučnici nisu otkrili nove hemikalije koje bi bili dio zvijezde i ne bi bilo odsutno na zemlji. U solarnom fotosferi formiranje vidljivog zračenja. To, zauzvrat, ima ogromnu važnost za održavanje života na našoj planeti.

Sunce je vruće tijelo koje kontinuirano emitira svoju površinu okružena je oblakom plinova. Njihova temperatura nije visoka kao plinovi unutar zvijezde, međutim, impresivan je. Spektralna analiza omogućava vam da saznate kakav je hemijski sastav sunca i zvijezda. A budući da je spektra mnogih zvijezda vrlo slična spektri sunca, to znači da je njihov sastav otprilike isti.

Danas se procesi pojavljivali na površini i unutar glavnog blistavog planetarnog sistema, uključujući proučavanje hemijski sastavNaučite astronome u posebnom solarnom opservatorijama.

Protuboyrans

Površina sunca, koju vidimo, poznata je kao fotosfera. Ovo je područje u kojem svjetlost iz kernela konačno doseže površinu. Temperatura fotosfere je oko 6000 k, a svijetli sa bijelom svjetlom.

Pravo preko fotosfere, atmosfera se proteže nekoliko stotina hiljada kilometara. Razmotrimo zgradu atmosfere sunca.

Prvi sloj u atmosferi ima minimalnu temperaturu, a nalazi se na udaljenosti od oko 500 km iznad površine fotosfere, sa temperaturom od oko 4000 K. za zvijezdu, prilično je cool.

Kromosfera

Sljedeći sloj poznat je kao kromosfera. Sa površine je samo oko 10.000 km. Na vrhu kromosfere temperatura može dostići 20.000 K. kromosfera je nevidljiva bez posebne opreme koja koristi uže optičke filtere. Giant solarni protubernici mogu porasti u kromosferi do visine od 150.000 KM.

Iznad kromosfere je tranzicijski sloj. Ispod ovog sloja gravitacija je dominantna sila. Preko tranzicijske regije temperatura se brzo raste, jer helijum postaje potpuno ioniziran.

Solarna kruna

Sljedeći sloj je kruna, a iz sunca se širi na milione kilometara u prostoru. Krunu možete vidjeti tokom kompletnog pomračenja kada je disk pogon zatvoren mjesecom. Temperatura krune je oko 200 puta veća od vruće površine.

Dok je temperatura fotosfere samo 6000 k, kruna može dostići 1-3 miliona stepeni Kelvina. Naučnici još uvijek ne znaju u potpunosti zašto je tako visok.

Helliosphere

Gornji dio atmosfere naziva se heliosferom. Ovo je mjehurić prostora ispunjen solarnim vjetrom, prostire se oko 20 astronomskih jedinica (1 AE. Ovo je udaljenost od zemlje do sunca). Konačno, heliosfera se postepeno prelaze u interstelarni medij.