Locul nostru în această lume
Calea Lactey - Galaxia Shash
Atmosfera solară - fotosferă

Fotosferă - Atmosfera soarelui începe cu o margine vizibilă de 200-300 km a marginii soarelui. Aceste straturi cele mai adânci ale atmosferei sunt numite fotosfera. Deoarece grosimea lor nu este de cel mult una de trei mii de rază solară, fotosfera este uneori convenabil numită suprafața Soarelui.
Densitatea gazelor din fotosferă este aproximativ aceeași ca în stratosfera Pământului și sute de ori mai puțin decât cea a suprafeței pământului. Temperatura fotosferei scade de la 8000 K la o adâncime de 300 km până la 4000 K în straturile de vârf. Temperatura acelui strat de mijloc, radiația pe care o percepem, aproximativ 6000 K. În astfel de condiții, aproape toate moleculele de gaz se dezintegrează în atomi separați. Numai în cele mai mari straturi ale fotosferei molecule relativ ușor simple și radicalii de tip H 2, OH, CH.

Un rol special în atmosfera solară este jucat de un ion de hidrogen negativ care este un proton cu doi electroni. Acest compus neobișnuit apare în stratul subțire extern, cel mai rece al fotosferei cu "lipirea" atomilor de hidrogen neutru de electroni liberi încărcați negativ, care sunt furnizați cu ușurință de calciu, sodiu, magneziu, fier și alte metale ionizate. În apariția ionilor de hidrogen negativi emit cea mai mare parte a luminii vizibile. Aceeași lumină a ionilor este absorbită cu nerăbdare, din cauza căreia opacitatea atmosferei cu profunzimea crește rapid. Prin urmare, marginea vizibilă a soarelui și ne pare foarte ascuțită.
Aproape toată cunoștințele noastre despre soare se bazează pe studiul spectrului său - o bandă îngustă multi-colorată având aceeași natură ca și curcubeul. Pentru prima dată, punerea unei prisme pe calea soarelui, Newton a primit o astfel de bandă și exclamă: "Spectru!" (Spectrul Lat - "Vision"). Mai târziu, liniile întunecate au fost observate în spectrul soarelui și le-au găsit granițele de flori.
Într-un telescop cu o creștere mare, pot fi observate părți subțiri ale fotosferei: întregul pare a fi acoperit cu granule mici luminoase - granule, separate printr-o rețea de căi întunecate înguste. Granularea este rezultatul amestecării fluxurilor de gaz mai calde și a coborât mai rece. Diferența de temperatură dintre ele în straturile exterioare este relativ mică (200-300 K), dar mai profundă, în zona convectivă, este mai mare, iar agitarea are loc semnificativ mai intensă. Convecția în straturile exterioare ale soarelui joacă un rol imens, determinând structura generală a atmosferei. În cele din urmă, există o convecție ca urmare a interacțiunii complexe cu însorit campuri magnetice Este cauza tuturor manifestărilor diverse ale activității solare. Câmpurile magnetice participă la toate procesele din Soare. Uneori într-o zonă mică a atmosferei solare, apar câmpuri magnetice concentrate, de câteva mii de ori mai puternice decât pe pământ. Plasma ionizată este un dirijor bun, nu se poate deplasa peste liniile de inducție magnetice ale unui câmp magnetic puternic. Prin urmare, în astfel de locuri, amestecarea și creșterea gazelor fierbinți sunt încetinite în partea de jos, iar zona întunecată are loc - petele solare. Pe fundalul fotosferei orbitoare, pare complet negru, deși, în realitate, luminozitatea este mai slabă doar zece.
De-a lungul timpului, amploarea și forma schimbărilor petelor se schimbă foarte mult. Sosind sub formă de porți abia vizibil, pata crește treptat dimensiunile sale la câteva zeci de mii de kilometri. Petele mari, de regulă, constau dintr-o parte întunecată (kernel) și mai puțin întuneric - șaptesprezece, structura căreia atașează un tip de pată de vortex. Petele sunt înconjurate de părți mai luminoase ale fotosferei, numite torțe sau câmpuri de torțe.
Fotosul se mișcă treptat într-un strat exterior mai rarizat al atmosferei solare - cromosfera și coroana.
Atmosfera solară - cromosferă

Cromosferă (Greacă "." Sfera de culoare ") este numită astfel încât pentru culoarea sa roșie-violet. Este vizibil în timpul eclipselor solare complete ca un inel luminos rotativ în jurul discului negru al Lunii, doar a umbrit soarele. Cromosfera este foarte eterogenă și constă în principal din limbi alungite alungite (spikula), care dau aspectul de ardere a ierbii. Temperatura acestor jeturi cromosferice este de două până la trei ori mai mare decât în \u200b\u200bfotosferă și densitatea a sute de mii de ori mai puțin. Lungimea totală a cromosferei este de 10-15 mii kilometri.
Creșterea temperaturii în cromosferă este explicată prin propagarea undelor și a câmpurilor magnetice penetrate din zona convectivă. Substanța este încălzită în același mod ca și cum sa întâmplat într-un cuptor gigantic cu microunde. Viteza mișcărilor termice a particulelor crește, coliziunile dintre ele sunt rapid, iar atomii își pierd electronii externi: substanța devine o plasmă ionizată la cald. Aceleași suporturi de procese fizice și temperatura neobișnuit de ridicată a celor mai exterioare straturi ale atmosferei solare, care sunt situate deasupra cromosferei.
Adesea în timpul eclipselor (și cu dispozitive spectrale speciale - și fără a aștepta eclipses) deasupra suprafeței soarelui, puteți observa formele bizare de "fântâni", "nori", "pâlnie", "tufișuri", "arcade" și alte formațiuni strălucitoare strălucitoare din substanțe cromosfericale. Ele sunt în absență sau în schimbare lentă, înconjurate de jeturi curbate netede, care curg în cromosferă sau curg din ea, crescând la zeci și sute de mii de kilometri. Acestea sunt cele mai grandioase formațiuni ale atmosferei solare - prouboyrans.. Când se observă într-o linie spectrală roșie emisă de atomii de hidrogen, ele par pe fundalul unui disc solar cu fibre întunecate, lungi și curbe.

Probererenii au aproximativ aceeași densitate și temperatură ca cromosfera. Dar ele sunt deasupra ei și sunt înconjurate de straturi superioare superioare, puternic stropite ale atmosferei solare. Probereenii nu intră în cromosferă, deoarece substanța lor este menținută de câmpurile magnetice ale zonelor active ale Soarelui.
Pentru prima dată, astronomul francez Pierre Zhansen și colegul său englez Joseph Lyoulomer și colegul său englez, Joseph Lomer și colegul său englez, s-au observat skotroscop în 1868, în 1868, diferența de spectroscop este astfel încât ea traversează marginea lui Soarele și dacă un probezan este aproape de el, atunci puteți vedea gama de radiații sale. Direcționarea decalajului. diferite site-uri Imprimarea sau cromosfera, le puteți studia în părți. Spectrul de proberans, precum și cromosfera, constă din linii luminoase, în principal hidrogen, heliu și calciu. Sunt prezente și liniile de radiații ale altor elemente chimice, dar sunt mult mai slabe.
Unii protuberani, care au petrecut mult timp fără schimbări vizibile, par a fi brusc să explodeze, iar substanța lor la o viteză de sute de kilometri pe secundă este emisă în spațiul interplanetar. Tipul de cromosferă se schimbă, ceea ce indică mișcarea continuă a componentelor gazelor sale.
Uneori ceva similar cu explozii apare în zone foarte mici ale atmosferei soarelui. Acestea sunt așa-numitele flash-uri cromosferice (cele mai puternice procese de explozie, pot dura doar câteva minute, dar în acest timp se distinge energia, care uneori ajunge la 10 25 J). Ele sunt de obicei câteva zeci de minute. În timpul focarelor din liniile spectrale de hidrogen, heliu, calciu ionizat și alte elemente, luminiscența unei secțiuni separate a cromosferei crește brusc de zece ori. Mai ales creșterea radiațiilor ultraviolete și raze X crește: uneori puterea sa este de mai multe ori mai mare decât puterea totală a radiației soarelui în această regiune scurtă a spectrului la focar.
Pete, lanterne, protuberanțe, clipește cromosferic - toată această manifestare a activității solare. Cu o creștere a activității, numărul acestor formațiuni în Soare devine mai mult.
Atmosfera solară - Coroana

coroană - Spre deosebire de fotosfera și cromosfera, partea exterioară a atmosferei soarelui are o lungime uriașă: se extinde mai mult de milioane de kilometri, ceea ce corespunde mai multor raze solare, iar liderul său slab continuu chiar mai departe.
Densitatea substanței în coroana solară scade cu o înălțime mult mai lentă decât densitatea aerului în atmosfera Pământului. Reducerea densității aerului atunci când creșterea în sus este determinată de atragerea pământului. Pe suprafața soarelui, puterea gravitației este mult mai mult și ar părea că atmosfera lui nu ar trebui să fie ridicată. De fapt, este neobișnuit de extinsă. În consecință, există unele forțe care acționează împotriva atracției soarelui. Aceste forțe sunt asociate cu viteze uriașe de atomi și electroni în coroană, încălzite la o temperatură de 1-2 milioane de grade!
Coroana este observată cel mai bine în timpul fazei complete a eclipsei solare. Adevărat, pentru cei câteva minute pe care îl durează, este foarte dificil să se atragă nu numai detalii individuale, ci chiar și o vedere generală a coroanei. Ochiul observatorului abia începe doar să se obișnuiască cu crepuscul brusc, iar raza strălucitoare a soarelui a apărut din cauza marginii lunii, raza strălucitoare a soarelui este deja anunțată despre sfârșitul eclipsei. Prin urmare, adesea schițe ale coroanei făcute de observatori experimentați în timpul aceleiași eclipse, variind. Nu a fost posibilă să-și determine chiar și cu precizie culoarea.
Invenția de fotografie a dat astronomilor o metodă obiectivă și documentară de cercetare. Cu toate acestea, obțineți o lovitură bună a coroanei nu este, de asemenea, ușoară. Faptul este că cel mai apropiat de partea de soare, așa-numita coroană interioară, este relativ strălucitoare, în timp ce coroana exterioară îndepărtată pare să fie o strălucire foarte palidă. Prin urmare, dacă coroana externă este vizibilă în mod clar în fotografii, interiorul se dovedește a fi deranjat și în imaginile în care sunt văzute părțile coroanei interioare, externul este complet imperceptibil. Pentru a depăși această dificultate, în timpul eclipsei, de obicei, încercați să obțineți câteva instantanee ale coroanei la o dată - cu extrase mari și mici. Sau coroana este fotografiată prin plasarea unui filtru special "radial" înainte de fotoplastic, slăbind zonele de inel ale părților interioare luminoase ale coroanei. În astfel de imagini, structura sa poate fi urmărită la o mulțime de rază solară.
Deja primele fotografii de succes au permis descoperite în coroană un numar mare de Detalii: raze coronale, tot felul de "arcs", "căști" și alte formațiuni complexe, în mod clar legate de regiunile active.
Caracteristica principală Coroana este o structură radiantă. Razele coronale au cea mai diversă formă: uneori sunt scurte, uneori lungi, există raze drepte și, uneori, sunt foarte curbate. Înapoi în 1897, astronomul Pulkovsky Alexei Pavlovich Ghansky a descoperit că tipul general de coroană solară se schimbă periodic. Sa dovedit că acest lucru se datorează ciclului de activitate solară de 11 ani.
Cu perioada de 11 ani, atât luminozitatea generală, cât și forma coroanei solare sunt schimbate. În epoca maximă a petelor solare, are o formă relativ rotunjită. Lumina și direcționată de-a lungul razei razelor de soare ale coroanei sunt observate atât în \u200b\u200becuatorul solar, cât și în regiunile polare. Când există puține pete, razele coronale se formează numai în latitudini ecuatoriale și medii. Forma coroanei devine alungită. Polii apar raze scurte caracteristice, așa-numitele perii polare. În acest caz, luminozitatea generală a coroanei scade. Acest funcție interesantă Coroanele, care sunt responsabile, sunt asociate cu mișcarea treptată în timpul ciclului de 11 ani al zonei de pete predominante. După un minim, petele încep să apară pe ambele părți ale ecuatorului la latitudini de 30-40 °. Apoi, zona de colorare este coborâtă treptat la ecuator.
Studiile atente au făcut necesară stabilirea existenței unei anumite conexiuni între structura coroanei și formațiunile individuale din atmosfera Soarelui. De exemplu, razele coronale luminoase și drepte sunt de obicei observate peste pete și torțe. În direcția lor, razele învecinate îndoite. Pe baza razelor coronale, luminozitatea cromosferei crește. Această zonă este numită de obicei excitată. Este o zonă vecină vecină și strânsă, neexpitată. Petele de deasupra coroanei există formațiuni complexe luminoase. Protopreenii sunt, de asemenea, adesea înconjurați de cochilii de materie coronală.
Coroana sa dovedit a fi un laborator natural unic în care substanța poate fi observată în cele mai neobișnuite și neobișnuite condiții de pe Pământ.
La rândul secolelor XIX-XX, când fizica plasmatică nu a existat de fapt, trăsăturile observate ale coroanei au fost inexplicabile mister. Deci, culoarea coroanei este surprinzător de asemănătoare cu soarele, ca și cum lumina lui reflectă oglinda. În același timp, însă, în coroana interioară, ele dispar complet pentru spectrul solar al liniilor liniei. Ei din nou apar departe de marginea soarelui, în coroana exterioară, dar deja foarte slabi. În plus, lumina coroanei este polarizată: avioanele în care valurile de lumină oscilate sunt situate în principal în ceea ce privește discul solar. Odată cu îndepărtarea de la soare, proporția razelor polarizate mai întâi crește (aproape până la 50%) și apoi scade. În cele din urmă, în spectrul coroanei apar linii de emisie luminoase, care sunt aproape până la mijlocul secolului XX. Nu a reușit să identifice niciunul dintre elementele chimice cunoscute.
Sa dovedit că principalul motiv pentru toate aceste trăsături ale coroanei este o temperatură ridicată a unui gaz puternic stropit. La o temperatură de peste 1 milion de grade, rata medie a atomilor de hidrogen depășește 100 km / s, iar electronii liberi sunt de 40 de ori mai mult. La astfel de viteze, în ciuda abilității puternice a substanței (doar 100 de milioane de particule în CC, cm, care este de 100 de miliarde de ori ridicând aerul pe pământ!), Coliziuni comparativ frecvente ale atomilor, în special cu electroni. Forțele șocurilor electronice sunt atât de mari încât atomii elementelor luminoase sunt aproape complet lipsite de toți electronii lor și numai nucleele nucleare "goale" rămân de la ei. Elementele mai grele păstrează cele mai profunde cochilii electronice, care se deplasează într-un grad ridicat de stare de ionizare.
Astfel, gazul coronal este o plasmă extrem de ridicată; Se compune din mulți ioni încărcați pozitiv de tot felul de elemente chimice și un pic mai puțini electroni care rezultă din ionizarea atomilor de hidrogen (un electron), heliu (doi electroni) și atomi mai grei. Deoarece electronii mobili joacă rolul principal într-un astfel de gaz, este adesea denumit gaz de electroni, deși înseamnă că prezența unui astfel de ioni pozitivi este implicită, ceea ce ar asigura pe deplin neutralitatea plasmei în ansamblu.
culoare alba Coroana este explicată prin diferența diferită lumina soarelui pe electroni liberi. Ei nu își investesc energia în timpul disipării: fluctuând tacturile de undă de lumină, schimbă doar direcția luminii împrăștiate, în timp ce polarizează-o. Liniile luminoase misterioase din spectru sunt generate de radiația rapidă a fierului unghiular, argon, nichel, calciu, calciu și alte elemente care apar numai în condiții de permafrost sever. În cele din urmă, liniile de absorbție din coroana exterioară sunt cauzate de disiparea particulelor de praf, care sunt în mod constant prezente în mediul interstelar. Iar absența unei linii în coroana interioară se datorează faptului că atunci când sunt împrăștiate pe electroni în mișcare foarte rapidă, toate testele de cantități luminoase a unor astfel de schimbări semnificative în frecvențe că chiar și puterile puternice de phraunga ale liniei spectrului solar sunt complet "închise".
Deci, coroana soarelui este partea cea mai exterioară a atmosferei sale, cea mai rar și cea mai tare. Adăugăm că ea și cea mai apropiată de noi: se pare că se întinde de soare sub forma unui flux plasmatic în mișcare constantă - vânt solar de la el. Aproape de Pământ, viteza sa este o medie de 400-500 km / s, și uneori ajunge la aproape 1000 km / s. Răspândirea cu mult dincolo de limitele orbitelor lui Jupiter și Saturn, vântul solar formează o heliosferă gigantică, o graniță cu un mediu interstelar și mai rarefiat.
De fapt, trăim înconjurat de coroana solară, deși protejați de radiația sa penetrantă o barieră sigură sub forma câmpului magnetic al pământului. Prin coroană, activitatea solară afectează multe procese care apar pe pământ (fenomene geofizice).
Cum soarele afectează terenul

Soarele se aprinde și încălzește planeta noastră, fără asta, viața pe ea nu este doar o persoană, dar chiar și microorganismele ar fi imposibile. Soarele este motorul principal (deși nu singurul) care are loc pe procesele Pământului. Dar nu numai căldura și lumina primește pământul de la soare. Tipuri diferite Radiațiile solare și fluxurile de particule au un efect constant asupra vieții sale.
Soarele trimite unde electromagnetice la solul tuturor zonelor de spectru - de la undele radio multi-kilometru la raze gamma. Împrejurimile Pământului ating, de asemenea, particule încărcate de diferite energii - atât ridicate cât și joase și medii. În cele din urmă, soarele emite un flux puternic de particule elementare - neutrino. Cu toate acestea, impactul acestora din urmă asupra proceselor Pământului este respins mic: pentru aceste particule, globul este transparent și zboară liber prin el. Numai o parte foarte mică din particulele încărcate din spațiul interplanetar cade în atmosfera pământului (restul respinge sau întârzie câmpul geomagnetic). Dar energia lor este suficientă pentru a provoca strălucirile polare și perturbațiile câmpului magnetic al planetei noastre.
Perturbarea electromagnetică este supusă unei selecții stricte în atmosfera Pământului. Este transparent numai pentru lumina vizibilă și cea mai apropiată radiație ultravioletă și infraroșu, precum și pentru undele radio într-un interval relativ îngust (de la centimetru la metru). Toate celelalte radiații sunt fie reflectate, fie sunt absorbite de atmosferă, încălzire și ionizuya straturile superioare.
Absorbția razei X-Ray și Hard Ultraviolet începe pe ieșirile de 300-350 km; La aceleași înălțimi, cele mai lungi valuri radio provenite din spațiu sunt reflectate. Cu stropi puternice de raze X solare din clipele cromosferice, Quanta cu raze X penetrează până la înălțimile de 80-100 km de suprafața pământului, ionizuet atmosfera și provoacă o încălcare a valurilor scurte.

Tipul întunecat, ominos de regiune din partea stângă a discului solar sunt așa-numitele găuri coronale. Aceste zone sunt amplasate deasupra suprafeței, unde liniile electrice ale câmpului magnetic solar merg în spațiul interplanetar, sunt caracterizate prin presiune redusă. Găurile coronale au început să studieze intens de la sateliți încă din anii 1960 în lumina ultravioletă și cu raze X. Se știe că sunt surse de vânt intensiv solar, care constă din atomi și electroni care zboară de la soare de-a lungul liniilor de câmp magnetic deschis.

Soarele nostru.

Radiațiile ultraviolete moi (valuri lungi) pot pătrunde chiar mai adânc, este absorbită la o altitudine de 30-35 km. Aici cuantele ultraviolete sunt împărțite în atomi de molecule de oxigen cu formarea ulterioară de ozonă. Astfel, nu este creat transparent pentru "ecranul de ozon" ultraviolete, protejând viața pe pământ de razele estompate. Nu este absorbită parte a celei mai lungi radiații ultraviolete de pe suprafața Pământului. Acestea sunt acele raze care provoacă bronz în oameni.
Radiația în gama vizibil absoarbe slab. Cu toate acestea, este disipată de atmosferă, chiar și în absența nori, iar o parte din acesta se întoarce la spațiul interplanetar. Nori constând din picături de apă și particule solide sporesc semnificativ reflexia radiației solare. Ca rezultat, vine la suprafața planetei, aproximativ jumătate din lumina care se încadrează în limita atmosferei pământești.
Cantitatea de energie solară care vine la suprafața de 1 mp, desfășurată perpendiculară pe razele solare de pe granița atmosferei Pământului, se numește constantă solară. Este foarte dificil să o măsurați de la sol și, prin urmare, valorile găsite înainte de începerea studiilor spațiale au fost foarte aproximative. Fluctuațiile mici (dacă au existat într-adevăr) "ton" cu bună știință în inexactitatea măsurătorilor. Numai implementarea unui program spațial special pentru a determina constatarea solară a făcut posibilă găsirea valorii sale fiabile. Conform celor mai recente date, este de 1370 W / m 2 cu o precizie de 0,5%. Vibrațiile care depășesc 0,2%, în timpul perioadei de măsură nu au fost detectate.
Pe pământ, radiația este absorbită de pământ și de ocean. Suprafața pământului încălzită, la rândul său, radiază în zona infraroșu cu lungimea de undă lungă. Pentru un astfel de azot de radiație și oxigen, atmosfera este transparentă. Dar este absorbită la domiciliu de vaporii de apă și dioxid de carbon. Datorită acestei componente mici, carcasa de aer deține căldură. Acesta este efectul de seră al atmosferei. Există un echilibru între apariția energiei solare la sol și pierderile sale de pe planetă: cât de mult vine, atât de mult și este consumată. În caz contrar, temperatura suprafeței pământului împreună cu atmosfera a crescut constant, fie a căzut.

- Toate fenomenele activității solare sunt asociate cu ieșirea pe suprafața câmpurilor magnetice Soare. Deja primele măsurători ale efectului lui Zeeman, efectuate la începutul secolului al XX-lea, au arătat că câmpurile din pete sunt caracterizate de tensiunea ordinului a mai multor mii șnururi, iar astfel de câmpuri sunt implementate în zone cu un diametru de 20.000 km. Instrumentele moderne pentru măsurarea câmpurilor la soare permit nu numai măsurarea valorii câmpului cu o precizie de 1 E, dar, de asemenea, judecați despre unghiul de înclinare a tensiunii câmpului magnetic. Se află, de exemplu, că torțe sunt zone cu câmpuri 5-300 E. În umbra câmpurilor câmpurilor ajunge la 1000-4500 E. În centrul spotului, câmpul este îndreptat în sus, de-a lungul razei a Soarelui, dar periferia își mărește panta, iar jumătate din câmp aproape paralel cu suprafața solară. Câmpul este concentrat în hamuri separate.

Soarele este foarte neliniștit. În această imagine, prezentată în culorile convenționale, este descrisă o zonă activă situată pe marginea discului soarelui. Plasma caldă se descompune din fotosfera solară și se mișcă de-a lungul liniilor câmpului magnetic. Regiunile foarte calde sunt marcate cu roșu, indicând faptul că, în unele bucle ale câmpului magnetic, mai multă Hotsoth este distribuită decât alte bucle. Buclele din câmpul magnetic este foarte mare, astfel încât pământul se poate potrivi cu ușurință în interiorul lor.

Soarele nostru.

Suprafața mijlocie a suprafeței solare are o ordine de 1 E, constă, aparent, de la celule individuale cu 10 E pe frontierele lor. Un astfel de câmp este observat în apropierea poliilor Soarelui, în timp ce la latitudini mici este adesea perturbată de câmpuri puternice de zone active. Aceste câmpuri locale puternice sunt indignate nu numai la fotosfență, ci pătrunde în straturile exterioare. În cromosfera deasupra umbrei petelor, valoarea lor poate ajunge la 1000 E, peste jumătatea și lanternele de 100 E. Dovezile indirecte spune că câmpurile din coroana peste regiunea activă de 10-0.1 ET, zona activă (sau centrul de activitate) este identificat cu locul câmpului magnetic de înaltă tensiune. Baza inferioară a regiunii active este torțe și pete - localizate în fotosferă. Partea superioară se manifestă ca o torță cromosferică (floccul) și în condensarea coronată a coroanei.
Cel mai adesea, zonele active sunt caracterizate de doi poli de polaritate opusă - așa-numitele. Centrele bipolare, deși există atât zone multipolare și unipolare. Poloanele de polaritate opuse sunt conectate de sistemul arcade cu o lungime de până la 30.000 km și până la 5000 km înălțime. Vârfurile arcașului sunt înălțate încet, iar în jurul stâlpilor se scurge, spre fotosferă.
Dezvoltarea zonei active în timp este specifică. Cu amplificarea câmpului magnetului în fotosferă, apare o torță, creșterea treptată a zonei și luminozității sale. După aproximativ o zi, apar mai multe puncte întunecate în el, care se dezvoltă apoi în pete solare. Zehii - Zilele al XIV-lea ale vieții regiunii se caracterizează prin procesele cele mai furtunoase din cromosferă și coroană. În același timp, dimensiunea grupurilor mari de pete ajunge la 20 de grade elicuale în longitudine și 10 de latitudine sau 2400 km x 12.000 km. După 1-3 luni, petele dispar treptat, protubentele gigantice atârnă peste regiune. După șase luni sau un an, această zonă dispare.
Pentru un punct mediu cu un câmp de 3000 E energie magnetică, de cel puțin 10 ori mai mare decât cineticul. Energia mișcărilor convective. Dar, în celula convectivă, există o mișcare orizontală, perpendiculară pe direcția câmpului. Câmpul împiedică mișcarea orizontală, ca urmare a căreia convecția în pete este slăbită în mod semnificativ. Dificultatea convecției duce la un flux mai mic de energie în zona petelor, deoarece energia din straturile adânci este transferată prin mișcări convective. Probabil, temperatura mai mică și petele "negre" sunt legate de acest lucru.
Granulele observate în umbre (cu dimensiuni până la 300 km și durata medie de 15-30 min) indică prezența unei convecție puternic modificată. Se compune aici în faptul că elemente separate Gazul fierbinte se rupe prin pete de-a lungul câmpului la înălțimi fotoshere. Acolo se extind, stoarce gaze ambientale cu câmpul. Gazul densă este coborât, mișcarea gazului seamănă cu mișcarea în sus și în jos în țevi aranjate strâns, cu o secțiune transversală ușoară (adică cu o deformare minoră a liniilor electrice). În multe alte cazuri, atunci când se deplasează gaze în protuberanțe, în arcurile coronale ale traiectoriei mișcării de gaz coincid, de asemenea, cu progresul liniilor electrice.
Gradul de efect de câmp asupra structurii unei atmosfere externe depinde de mărimea fluxului magnetic cu vedere la suprafață (1017-1022 μs) și de cât se schimbă cu înălțimea și în timp.

Fotosfera este stratul atmosferei solare, pe care le vedem în telescop și percepem ochiul ca o suprafață, are o temperatură de aproximativ 5800 de s. În timpul minimului de activitate solară, suprafața fotosferei față de spațiere. Toate vorturile de reacții termice, oferind o stea la energia sa, vor fi adânc înăuntru. Dar, cu începutul unui nou ciclu, energia tuturor acestor procese interne începe să izbucnească. O creștere a activității solare este un simptom al schimbărilor magnetice sub suprafața Soarelui. În această perioadă, câmpul magnetic al stea își pierde polaritatea. Pe suprafața sa, petele încep să apară - zone relativ reci, a căror temperatură nu depășește 4.500 ° C. Pe fundalul unei fotochere mai calde, arată ca întuneric. Câmpul magnetic al petelor este semnificativ mai mare decât spațiul înconjurător. În zona prin care așa-numitele filamente "răsucite" ale câmpului spot, uneori există situații, eventual "reînnoirea" câmpurilor magnetice. Aici, rachetele solare se dezvoltă activ - cea mai puternică manifestare a activității solare , influențând terenul. Aceasta afectează toată amenințarea la atmosfera solară. Dezvoltarea lor este însoțită de mișcări complexe de gaz ionizat, luminiscența, accelerarea particulelor. Energia ridicată a energiei solare ajunge la o valoare imensă comparabilă cu cantitatea de energie solară obținută de Planeta noastră pentru un an întreg. Aceasta este de aproximativ 100 de ori cea mai mare parte a întregii energii termice, care ar putea fi obținută prin arderea tuturor rezervelor explorate de ulei, gaze și cărbune. Focuri puternice sunt un fenomen foarte rar, cu un coaster, energia este eliberată în cromosfera superioară sau coroana inferioară, generând radiații electromagnetice pe termen scurt într-o gamă largă de lungimi de undă - de la radiații radiologice rigide la undele radio. Partea sa principală este eliberată sub formă de energie cinetică a particulelor care se deplasează în coroana și spațiul interplanetar cu viteze de până la 1000 km / s, și energia radiației electromagnetice rigide. Substanța este aruncată de suprafața soarelui la o viteză de 20 până la 2000 km / s. Masa lui este estimată la miliarde de tone. Și energia sa, răspândirea în spațiu, în mai puțin de 4 minute ajunge la Pământ. Fluxul particulelor corpusculare emise de soare, cu o viteză de aproximativ 500 km / s tăiată în câmpul magnetic al Pământului, provocând indignarea în ea și afectând procesele de pe planeta noastră.

SoareleÎn ciuda faptului că este listat "Dwarf galben" Atât de mare că ne-am imaginat. Când spunem că masa lui Jupiter este 318 de mase ale pământului, se pare incredibil. Dar când aflăm că 99,8% din masa întregii substanțe cade pe soare - doar depășește înțelegerea.

În ultimii ani, am învățat multe despre modul în care este aranjată steaua noastră. Deși umanitatea nu a inventat (și este puțin probabil să inventeze vreodată) o probă de cercetare capabilă să se apropie fizic soarele și să ia mostre de substanța lui, nu suntem răi în legătură cu compoziția sa.

Cunoașterea fizicii și a oportunităților ne dau ocazia de a spune exact ceea ce constă în: 70% din masa sa este hidrogen, 27% - heliu, alte elemente (carbon, oxigen, azot, fier, magneziu și altele) - 2,5%.

Cu toate acestea, numai aceste statistici uscate sunt cunoștințele noastre, din fericire, nu sunt limitate.

Ce este în interiorul soarelui

Conform calculelor moderne, temperatura în adâncurile soarelui ajunge la 15 până la 20 de milioane de grade Celsius, densitatea stelelor atinge 1,5 grame pe centimetru cub.

Sursa de energie a soarelui este o reacție nucleară în mod constant care curge adânc sub suprafață, datorită menținerii temperaturii ridicate a strălucirii. Adânc sub suprafața soarelui, hidrogenul se transformă în helium ca urmare a unei reacții nucleare cu eliberarea concomitentă de energie.
"Zona de sinteză nucleară" a Soarelui este numită sunny Kernel. Și are o rază de aproximativ 150-175 mii km (până la 25% din raza soarelui). Densitatea substanței în miezul solar este de 150 de ori densitatea apei și de aproape 7 ori este densitatea substanței de densitate pe Pământ: Osmia.

Oamenii de știință cunosc două tipuri de reacții termonucleare ale stelelor sub stele: ciclul de hidrogen și ciclul carbonului. La soare curge în principal ciclul de hidrogencare pot fi împărțite în trei etape:

• miezurile de hidrogen se transformă într-un kernel de deuteriu (izotop hidrogen)
• kernel-urile de hidrogen se transformă într-un kernel instabil de izotopi din Helia
• produsele primei și celei de-a doua reacții sunt obligatorii la formarea unui izotop de heliu stabil (Helium-4).

În fiecare secundă, 4,26 milioane de tone de stele se transformă în radiații, totuși, în comparație cu greutatea soarelui, chiar și această valoare incredibilă este atât de mică încât pot fi neglijați.

Randamentul de căldură din intestinul soarelui este realizat prin absorbția radiațiilor electromagnetice provenite de jos și re-ușurarea acesteia.

Mai aproape de suprafața soarelui emisă de energia intestinelor este transferată în principal în zona de convecțieSun folosind procesul convecție - Agitarea substanței (fluxurile calde ale substanței se apropie de suprafață, rece sunt coborâte).
Zona de convecție se află la o adâncime de aproximativ 10% din diametrul solar și ajunge la aproape suprafața stea.

Atmosfera Soarelui.

Deasupra zonelor de convecție începe atmosfera soarelui, în el transferul de energie apare din nou prin radiații.

Fotosferă Ei numesc stratul inferior al atmosferei solare - suprafața vizibilă a soarelui. Grosimea sa corespunde grosimii optice de aproximativ 2/3 unități, iar în valori absolute ale fotosferei atinge o grosime de 100-400 km. Este o fotosferă care este sursa radiației vizibile a soarelui, temperatura este de la 6600 K (la început) până la 4400 k (la marginea superioară a fotosferei).

De fapt, soarele arată ca un cerc perfect, cu granițe limpede numai pentru că la marginea fotosferei, luminozitatea sa cade de 100 de ori în mai puțin de o secundă a arcului. Datorită acestui teren, discul de soare este considerabil mai puțin luminos decât centrul, luminozitatea lor este de numai 20% din luminozitatea centrului de disc.

Cromosferă - Cel de-al doilea strat atmosferic al soarelui, carcasa exterioară a stelei, o grosime de aproximativ 2.000 km care înconjoară fotosfera. Temperatura cromosferei crește cu o înălțime de 4.000 până la 20.000 K. Urmărind soarele de la sol, nu vedem cromosfera datorită densității scăzute. Se poate observa numai în timpul eclipselor solare - o strălucire roșie intensă în jurul marginilor discului solar, aceasta este o cromosferă de o stea.

Coroana solară - Ultima coajă exterioară a atmosferei solare. Coroana este formată din protuberanțe și erupții energetice, ieșire și erupție la câteva sute de mii și chiar mai mult de un milion de kilometri în spațiu, formând sunny Wind.. Temperatura coronală medie este de până la 2 milioane K, dar poate veni până la 20 de milioane K. Cu toate acestea, ca în cazul cromosferei - de la Pământ, coroana solară este vizibilă numai în timpul eclipsei. Densitatea prea mică a substanței coroanei solare nu îl permite să o respecte în condiții normale.

Sunny Wind.

Sunny Wind. - Fluxul particulelor încărcate (protoni și electroni) emis de încălzire de straturile exterioare ale atmosferei stea, care se extinde la granițele sistemului nostru planetar. Liniile în fiecare secundă pierde milioane de tone de masă, datorită acestui fenomen.

În apropierea orbitei planetei pământ, viteza particulelor solare ajunge la 400 de kilometri pe secundă (se mișcă de-a lungul sistemului nostru de stele cu viteză supersonică) și densitatea vânturilor solare de la câteva la câteva zeci de particule ionizate într-un centimetru cubic.

A fost vântul solar pe care atmosfera planetelor, "suflând" gazele conținute în ea spatiu deschis, el este în mare parte responsabil pentru. Pentru a rezista vântului solar al pământului permite câmpul magnetic al planetei, care servește drept protecție invizibilă față de vântul solar și împiedică ieșirea atomilor atmosferici în spațiu deschis. În coliziunea vântului solar cu câmpul magnetic al planetei, apare fenomenul optic, care pe sol pe care îl numim - lumini polareînsoțită de furtuni magnetice.

Cu toate acestea, șomajul și beneficiile vântului solar - este el "suflă" din sistemul solar și radiația spațială a originii galactice - și, prin urmare, protejează sistemul nostru de stele de la radiații externe, galactice.

Căutați frumusețea strălucirii polare, este greu de crezut că aceste jante sunt semn vizibile ale vântului solar și magnetosfera pământului

Stelele sunt în întregime făcute din gaz. Dar straturile lor externe sunt, de asemenea, numite atmosfera.

Atmosfera soarelui începe 200-300 km. Marginea vizibilă mai profundă a discului solar. Aceste straturi cele mai adânci ale atmosferei sunt numite fotosfera. Deoarece grosimea lor nu este de cel mult o fracțiune de trei muniție a razei solare, fotosfera este uneori convenabil numită suprafața soarelui. Densitatea gazului din fotosferă este aproximativ aceeași ca în stratosfera Pământului și sute de ori mai mică decât cea a suprafeței Pământului. Temperatura fotosferei este redusă cu 8000 K la o adâncime de 300 km. până la 4000 K în straturile superioare. Într-un telescop cu o creștere ridicată, pot fi observate părți subțiri ale fotosferei: întregul pare a fi acoperit cu granule mici de cereale luminoase separate printr-o rețea de căi întunecate înguste. Granularea este rezultatul amestecării pop-up-urilor de flori mai calde de gaze și coborând mai rece. Diferența de temperatură dintre ele în straturile exterioare este relativ mică, dar mai profundă, în zona convectivă, este mai mare, iar agitarea apare semnificativ mai intensă. Convecția în straturile exterioare ale soarelui joacă un rol imens, determinând structura generală a atmosferei. În cele din urmă, este convecție ca urmare a interacțiunii complexe cu câmpurile magnetice solare este cauza tuturor manifestărilor variate ale activității solare. Fotosul se mișcă treptat într-un strat exterior mai rarizat al atmosferei solare - cromosfera și coroana.

Cromosfera (greacă. "Sfera luminii") este numită astfel încât culoarea ei roșiatică-violet. Este vizibil la timp plin de eclipse solare ca un inel luminos rotativ în jurul discului negru al Lunii, doar a umbrit soarele. Cromosfera este foarte eterogenă și constă în principal din limbi alungite alungite (spikula), care dau aspectul de ardere a ierbii. Temperatura acestor jeturi cromosferice este de 2-3 ori mai mare decât în \u200b\u200bfotosferă, iar densitatea este de sute de mii de ori mai puțin. Lungimea totală a cromosferei este de 10-15 mii km. Creșterea temperaturii în cromosferă este explicată prin propagarea undelor și a câmpurilor magnetice penetrate din zona convectivă. Substanța este încălzită în același mod ca și cum sa întâmplat într-un cuptor gigantic cu microunde. Viteza mișcărilor termice a particulelor crește, coliziunile dintre ele sunt rapid, iar atomii își pierd electronii externi: substanța devine o plasmă ionizată la cald. Aceleași suporturi de procese fizice și temperatura neobișnuit de ridicată a straturilor cele mai exterioare ale atmosferei solare, care sunt situate deasupra cromosferei. Adesea în timpul eclipselor deasupra suprafeței soarelui, puteți observa formele bizare de "fântâni", "nori", "pâlnie", "tufișuri", "arcade" și alte formațiuni luminoase luminoase a substanței cromosfericale. Acestea sunt cele mai grandioase formațiuni ale atmosferei solare - proberans. Ei au despre aceeași densitate și temperatură ca cromosfera. Dar ele sunt deasupra ei și sunt înconjurate de straturi superioare superioare, puternic stropite ale atmosferei solare. Probereenii nu intră în cromosferă, deoarece substanța lor este menținută de câmpurile magnetice ale zonelor active ale Soarelui. Unii protuberani, care au petrecut mult timp fără schimbări vizibile, par a fi brusc să explodeze, iar substanța lor la o viteză de sute de kilometri pe secundă este emisă în spațiul interplanetar.

Spre deosebire de cromosfera și fotosfera, cea mai exterioară parte a atmosferei soarelui - coroana - are o lungime uriașă: se extinde mai mult de milioane de kilometri, ceea ce corespunde mai multor raze solare. Densitatea substanței în coroana solară scade cu o înălțime mult mai lentă decât densitatea aerului în atmosfera Pământului. Coroana este observată cel mai bine în timpul fazei complete a eclipsei solare. Caracteristica principală a coroanei este o structură radiantă. Razele coronale au cea mai diversă formă: uneori sunt scurte, uneori lungi, există raze drepte și, uneori, sunt foarte curbate. Forma generală Coroana solară se schimbă periodic. Acest lucru se datorează ciclului de activitate solară de unsprezece ani. Schimbă atât luminozitatea generală, cât și forma coroanei solare. În epoca maximă a petelor solare, are o formă relativ rotunjită. Când petele nu sunt suficiente, forma coroanei devine alungită, în timp ce luminozitatea generală a coroanei scade. Deci, coroana soarelui este partea cea mai exterioară a atmosferei sale, cea mai rar și cea mai tare. Noi adăugăm că ea și cea mai apropiată de noi: se pare că se întinde de soare sub forma unei fluxuri plasmatice în mișcare constantă de la el - vânt solar. De fapt, trăim înconjurat de coroana solară, deși protejați de radiația penetrantă cu o barieră fiabilă sub forma câmpului magnetic al unui pământ.

Când vedem un peisaj însorit de vară, ne pare că întreaga imagine ca și cum ar fi umplut cu lumină. Cu toate acestea, dacă vă uitați la soare folosind dispozitive speciale, vom constata că întreaga suprafață este amintită de o mare gigantică, unde valurile de foc vor fi râs și pete se mișcă. Care sunt principalele componente ale atmosferei solare? Ce procese apar în interiorul stelelor noastre și ce substanțe intră în compoziția sa?

date comune

Soarele este un corp ceresc, care este o stea și singura în sistemul solar. Planete, asteroizi, sateliți și alte obiecte spațiale se rotesc în jurul ei. Compoziția chimică a soarelui este la fel în orice moment. Cu toate acestea, se schimbă semnificativ, pe măsură ce starul se apropie de centru, unde se află miezul său. Oamenii de știință au descoperit că atmosfera solară este împărțită în mai multe straturi.

Ce elemente chimice sunt incluse în soare

Nu întotdeauna, omenirea a plasat acele date despre soare, care astăzi are știință. Odată ce suporteri ai lumii religioase au susținut că lumea este imposibil de știut. Și ca o confirmare a ideilor sale, au condus faptul că o persoană nu este dată să știe ce compoziția chimică a soarelui. Cu toate acestea, progresele înregistrate în știință au demonstrat în mod convingător eroarea unor astfel de opinii. În special oamenii de știință avansați în studiul stelei după inventarea spectroscopului. Compoziția chimică a oamenilor de știință Sun și Stele sunt studiate utilizând analiza spectrală. Deci, au aflat că compoziția stea noastră este foarte diversă. În 1942, cercetătorii au descoperit că chiar aurul este prezent la soare, deși nu este atât de mult.

Alte substanțe

În principal, compoziția chimică a soarelui include elemente cum ar fi hidrogen și heliu. Prevalența lor caracterizează natura gazoasă a stelei noastre. Conținutul altor elemente, de exemplu, magneziu, oxigen, azot, fier, calciu este ușor.

Cu ajutorul analizei spectrale, cercetătorii au aflat ce substanțe nu sunt exact pe suprafața acestei stele. De exemplu, clor, mercur și bor. Cu toate acestea, oamenii de știință sugerează că aceste substanțe, în plus față de principalele elemente chimice, care fac parte din soare pot fi în centrul său. Aproape 42%, steaua noastră constă din hidrogen. Aproximativ 23% au reprezentat toate metalele care sunt la soare.

Ca majoritatea parametrilor altor corpuri celeste, caracteristicile stea noastre sunt calculate doar teoretic cu ajutorul tehnologiei de calcul. Ca date inițiale, astfel de indicatori sunt ca raza stea, masa și temperatura acestuia. În prezent, oamenii de știință au stabilit că compoziția chimică a soarelui este reprezentată de 69 de elemente. Analiza spectrală joacă un rol important în aceste studii. De exemplu, datorită lui, a fost înființată compoziția atmosferei de stea noastră. Un model interesant a fost descoperit și: un set de elemente chimice din compoziția soarelui este surprinzător de asemănător cu compoziția meteoriților de piatră. Acest fapt este o dovadă importantă că acestea trupuri cerești au o origine generală.

Coroana de foc

Este un strat de plasmă puternic raportată. Temperatura sa ajunge la 2 milioane Kelvinov, iar densitatea substanței depășește densitatea atmosferei Pământului sute de milioane de ori. Aici, atomii nu pot fi într-o stare neutră, se confruntă în mod constant și ionizează. Coroana este o sursă puternică de radiații ultraviolete. Întregul nostru sistem planetar este expus la vântul solar. Viteza inițială este egală cu aproape 1 mii km / s, dar în timp ce îndepărtează de la stea, scade treptat. Viteza vântului solar la suprafața pământului este de aproximativ 400 km / s.

Idei generale despre coroană

Coroana însorită este uneori numită atmosfera. Cu toate acestea, este doar noi înșine. Cel mai simplu dintre coroanele sunt observate în timpul unei eclipse complete. Cu toate acestea, va fi foarte dificil să schițezi, deoarece eclipsa durează doar câteva minute. Când fotografia a fost inventată, astronomii au reușit să obțină o vedere obiectivă asupra coroanei solare.

Deja după ce au fost făcute primele imagini, cercetătorii au reușit să detecteze zonele asociate cu creșterea activității stea. Coroana soarelui are o structură radiantă. Nu este doar cea mai fierbinte parte a atmosferei sale, dar și în legătură cu planeta noastră este cea mai apropiată. De fapt, suntem în mod constant în el, deoarece vântul însorit pătrunde în cele mai îndepărtate colțuri ale sistemului solar. Cu toate acestea, de la impactul său radiații suntem protejați de atmosfera Pământului.

Core, cromosferă și fotosferă

Partea centrală a stelei noastre este numită nucleu. Radiusul său este de aproximativ un sfert din raza totală a soarelui. Substanța din nucleu este foarte comprimată. Mai aproape de suprafața stelei este așa-numita zonă convectivă, unde există o mișcare a unei substanțe care generează un câmp magnetic. În cele din urmă, suprafața vizibilă a soarelui se numește o fotosferă. Este un strat de grosime mai mare de 300 km. Este din fotosfera la pământ vine radiația solară. Temperatura sa ajunge la aproximativ 4.800 de kelvinni. Hidrogenul aici este păstrat aproape într-o stare neutră. O cromosferă este situată deasupra fotosferei. Grosimea sa este de aproximativ 3 mii km. Deși cromosfera și coroana soarelui sunt deasupra fotosferei, oamenii de știință nu cheltuiesc granițe clare între aceste straturi.

Prouboyrans.

Cromosfera are o densitate foarte mică, iar radiația este inferioară coroanei solare. Cu toate acestea, aici puteți observa un fenomen interesant: flăcările gigantice a căror înălțime este de câteva mii de kilometri. Ele sunt numite protuburi solare. Uneori protuberanțele se ridică la o înălțime de un milion de kilometri deasupra suprafeței stea.

Cercetare

Protubereeni sunt caracteristică acelorași indicatori de densitate ca și cromosfera. Cu toate acestea, ele sunt situate chiar deasupra ei și îl înconjoară cu straturi rare. Pentru prima dată în istoria astronomiei, protuberanțele au fost observate de un cercetător din Franța Pierre Zhansen și omologul său englez Joseph Lokimer în 1868, spectrul lor include mai multe linii luminoase. Compoziția chimică a soarelui și protuberanțelor este foarte asemănătoare. Acesta este reprezentat în principal de hidrogen, heliu și calciu, iar prezența altor elemente este nesemnificativă.

Unii protuberani, care au existat o anumită perioadă de timp fără schimbări vizibile, explodează brusc. Substanța lor cu o viteză uriașă care ajunge la câțiva kilometri pe secundă este aruncată în spațiul exterior din apropiere. Aspect Cromosfera se schimbă adesea, ceea ce indică diferitele procese care apar pe suprafața soarelui, inclusiv mișcarea gazelor.

În zonele de stele cu activitate crescută, nu numai protuberanțele pot fi observate, ci și pete, precum și amplificarea câmpurilor magnetice. Uneori, cu ajutorul unui echipament special la soare, se găsesc focare de gaze dens, a căror temperatură poate ajunge la variabile uriașe.

Cromosferic flashes

Uneori emisia radio a starului nostru crește sute de mii de ori. Un astfel de fenomen se numește bliț cromospheric. Este însoțită de formarea de pete pe suprafața soarelui. În primul rând, blițurile au fost văzute ca o creștere a luminozității cromosferei, dar ulterior sa dovedit că acestea sunt un complex întreg de fenomene diferite: o creștere accentuată a emisiei radio (radiații X și gamma), ejecția de masă de la coroana, flarer de protoni.

Desăvârșim concluzii

Deci, am aflat că compoziția chimică a soarelui este reprezentată în cea mai mare parte de două substanțe: hidrogen și heliu. Desigur, există și alte elemente, dar procentul lor este scăzut. În plus, oamenii de știință nu au descoperit noile substanțe chimice care ar face parte din stea și nu ar fi absent pe pământ. În fotosfera solară, formarea de radiații vizibile. La rândul său, are o importanță extraordinară pentru menținerea vieții pe planeta noastră.

Soarele este un corp fierbinte care își emite continuu suprafața este înconjurată de un nor de gaze. Temperatura lor nu este la fel de mare ca gazele din interiorul stea, dar este impresionant. Analiza spectrală vă permite să aflați ce compoziția chimică a soarelui și a stelelor. Și din moment ce spectrele multor stele sunt foarte asemănătoare cu spectrele soarelui, aceasta înseamnă că compoziția lor este cam aceeași.

Astăzi, procesele care apar la suprafață și în interiorul principalei strălucitoare ale sistemului nostru planetar, inclusiv studierea acestuia compoziție chimicăAflați astronomii în Observatorul Solar special.

Prouboyrans.

Suprafața soarelui, pe care o vedem, este cunoscută ca o fotosferă. Aceasta este o zonă în care lumina de la kernel atinge în cele din urmă suprafața. Temperatura fotosferei este de aproximativ 6000 K, iar el strălucește cu lumină albă.

Chiar peste fotosfera, atmosfera se extinde la câteva sute de mii de kilometri. Să luăm în considerare construirea atmosferei soarelui.

Primul strat din atmosferă are o temperatură minimă și este situată la o distanță de aproximativ 500 km deasupra suprafeței fotosferei, cu o temperatură de aproximativ 4000 K. Pentru stea este destul de rece.

Cromosferă

Următorul strat este cunoscut ca o cromosferă. Este de numai 10.000 km de suprafață. În partea de sus a cromosferei, temperatura poate ajunge la 20.000 K. Cromosfera este invizibilă fără echipament special, care utilizează filtre optice cu bandă îngustă. Gigantul solar solar se pot ridica într-o cromosferă la o înălțime de 150.000 km.

Deasupra cromosferei este un strat de tranziție. Sub acest strat, gravitatea este forța dominantă. În regiunea de tranziție, temperatura se ridică rapid, deoarece heliul devine complet ionizat.

Coroana solară

Următorul strat este o coroană și se răspândește de la soare la milioane de kilometri în spațiu. Puteți vedea coroana în timpul unei eclipse complete când unitatea de disc este închisă de Lună. Temperatura coroanei este de aproximativ 200 de ori suprafața fierbinte.

În timp ce temperatura fotosferei este de numai 6000 k, coroana poate ajunge la 1-3 milioane de grade Kelvin. Oamenii de știință încă nu știu de ce este atât de mare.

Helliosfera

Partea superioară a atmosferei se numește heliosphere. Acesta este un bule de spațiu umplut cu vânt solar, se extinde aproximativ 20 de unități astronomice (1 AE. Aceasta este distanța de la sol la soare). În cele din urmă, heliosfera se mișcă treptat într-un mediu interstelar.