Вътрешната структура на Слънцето е слоеста или черупка, тя се състои от редица сфери или области. В центъра е ядрото, след това областта на пренос на лъчева енергия, след това конвективната зона и накрая атмосферата. Редица изследователи отнасят към него три външни области: фотосферата, хромосферата и короната. Вярно е, че други астрономи отнасят само хромосферата и короната към слънчевата атмосфера. Нека се спрем накратко върху характеристиките на тези сфери.
Ядрото е централната част на Слънцето със свръхвисоко налягане и температура, която осигурява протичането на ядрените реакции. Те излъчват огромно количество електромагнитна енергия в изключително къси дължини на вълната.
Областта на пренос на лъчиста енергия се намира над ядрото. Образува се от почти неподвижен и невидим газ с висока температура. Пренасянето на генерираната през него енергия в ядрото към външните сфери на Слънцето се извършва по лъчев метод, без да се премества газът. Този процес трябва да се представи нещо подобно. От ядрото към областта на пренос на лъчи енергията навлиза в изключително късовълнови диапазони - гама-лъчение, и излиза в по-дълговълновото рентгеново лъчение, което е свързано с намаляване на температурата на газа към периферната зона.
конвективна област на слънцето
Конвективна област - разположена над предишната. Също така се образува от невидим горещ газ в състояние на конвективно смесване. Смесването се дължи на положението на областта между две среди, които рязко се различават по налягането и температурата, преобладаващи в тях. Преносът на топлина от вътрешността на Слънцето към повърхността се осъществява в резултат на локални издигания на силно загряти въздушни маси под високо налягане към периферията на звездата, където температурата на газа е по-ниска и където започва светлинният диапазон на слънчевата радиация. Дебелината на конвективната област се оценява на приблизително 1/10 от слънчевия радиус.Фотосфера
Фотосферата е най-ниският от трите слоя на слънчевата атмосфера, разположен директно върху плътната маса от невидим газ в конвективната област. Фотосферата се образува от йонизиран газ с нажежаема жичка, чиято температура в основата е близка до 10 000 ° K (т.е. абсолютната температура), а на горната граница, разположена на около 300 km по-високо, е около 5 000 ° K. температурата на фотосферата се приема за 5700 ° К. При тази температура горещият газ излъчва електромагнитна енергия главно в диапазона на оптичната дължина на вълната. Именно този долен слой на атмосферата, видим като жълтеникаво-ярък диск, ние визуално възприемаме като Слънцето.През прозрачния въздух на фотосферата телескопът ясно вижда основата й - контакт с масата непрозрачен въздух от конвективната област. Интерфейсът има гранулирана структура, наречена гранулиране. Зърната или гранулите имат диаметър от 700 до 2000 km. Положението, конфигурацията и размерът на гранулите се променят. Наблюденията показват, че всяка гранула се експресира отделно само за кратко време (около 5-10 минути), а след това изчезва, като се заменя с нова гранула. На повърхността на Слънцето гранулите не остават неподвижни, а извършват неравномерни движения със скорост около 2 км/сек. Заедно светлите зърна (гранули) заемат до 40 процента от повърхността на слънчевия диск.
Процесът на гранулиране се представя като наличие в най-ниския слой на фотосферата на непрозрачен газ от конвективна област - сложна система от вертикални кръгове. Светлинната клетка е част от по-загрят газ, идващ от дълбочината в сравнение с вече охладения на повърхността и следователно по-малко ярък, компенсаторно потъващ надолу. Яркостта на гранулите е с 10-20 процента повече от околния фон, което показва разлика в техните температури от 200-300 ° C.
Образно, гранулирането на повърхността на Слънцето може да се сравни с кипенето на гъста течност като разтопен катран, когато се появяват въздушни мехурчета с леки възходящи струи, а по-тъмните и по-плоски зони характеризират потъващите части от течността.
Изследванията на механизма на пренос на енергия в газовата сфера на Слънцето от централната област към повърхността и нейното излъчване в космическото пространство показват, че тя се пренася чрез лъчи. Дори в конвективната зона, където енергията се пренася от движението на газовете, по-голямата част от енергията се пренася чрез радиация.
По този начин повърхността на Слънцето, излъчваща енергия в космическото пространство в светлинния диапазон на спектъра на електромагнитните вълни, е разреден слой от газове на фотосферата и зърнеста горна повърхност на слоя от непрозрачен газ на конвективната област, видима през нея . Като цяло, гранулираната структура, или гранулирането, се признава като характеристика на фотосферата, долния слой на слънчевата атмосфера.
слънчева хромосфера
Хромосфера. По време на пълно слънчево затъмнение се вижда розово сияние в самия край на потъмнения диск на Слънцето - това е хромосферата. Той няма резки граници, а е комбинация от множество ярки издатини или пламъци, които са в непрекъснато движение. Хромосферата понякога се сравнява с горяща степ. Езиците на хромосферата се наричат спикули. Те имат диаметър от 200 до 2000 км (понякога до 10 000) и достигат височина от няколко хиляди километра. Те трябва да се представят като потоци от плазма (горещ йонизиран газ), излизащи от Слънцето.Установено е, че преходът от фотосферата към хромосферата е придружен от рязко повишаване на температурата от 5700 K до 8000 - 10000 K. До горната граница на хромосферата, разположена приблизително на височина 14 000 km от повърхността на слънцето, температурата се повишава до 15000 - 20000 К. Плътността на материята на такива височини е само 10-12 g/cm3, т.е. стотици и дори хиляди пъти по-малка от плътността на долните слоеве на хромосферата.
слънчева корона
Слънчевата корона е външната атмосфера на Слънцето. Някои астрономи го наричат слънчева атмосфера. Образува се от най-разредения йонизиран газ. Той се простира приблизително на разстояние от 5 слънчеви диаметъра, има лъчиста структура и свети слабо. Може да се наблюдава само по време на пълно слънчево затъмнение. Яркостта на слънчевата корона е приблизително същата като тази на луната по време на пълнолуние, което е само около 5/1 000 000 от яркостта на слънцето. Короналните газове са силно йонизирани, което определя тяхната температура от около 1 милион градуса. Външните слоеве на короната излъчват коронален газ, слънчевия вятър, в космоса. Това е вторият енергиен (след лъчистия електромагнитен) поток на Слънцето, получен от планетите. Скоростта на отстраняване на короналния газ от Слънцето се увеличава от няколко километра в секунда близо до короната до 450 km/sec на нивото на земната орбита, което е свързано с намаляване на силата на гравитацията на Слънцето с увеличаване на разстоянието . Постепенно разреден, докато се отдалечава от Слънцето, короналният газ запълва цялото междупланетно пространство. Той въздейства върху телата на Слънчевата система както директно, така и чрез магнитното поле, което носи със себе си. Той взаимодейства с магнитните полета на планетите. Именно короналният газ (слънчев вятър) е основната причина за полярните сияния на Земята и активността на други процеси в магнитосферата.Рано или късно всеки землянин си задава този въпрос, защото съществуването на нашата планета зависи от Слънцето, именно неговото влияние определя всички най-важни процеси на Земята. Слънцето е звезда.
Съществуват редица критерии, според които едно небесно тяло може да бъде класифицирано като планета или звезда, а Слънцето отговаря точно на онези характеристики, които са присъщи на звездите.
Основните характеристики на звездите
На първо място, звездата се различава от планетата по способността си да излъчва топлина и светлина. Планетите, от друга страна, отразяват само светлината и по същество са тъмни небесни тела. Температурата на повърхността на всяка звезда е много по-висока от температурата на повърхността.
Средната температура на повърхността на звездите може да варира от 2 хиляди до 40 хиляди градуса и колкото по-близо до ядрото на звездата, толкова по-висока е тази температура. В близост до центъра на звезда може да достигне милиони градуси. Температурата на повърхността на Слънцето е 5,5 хиляди градуса по Целзий, а вътре в ядрото достига 15 милиона градуса.
Звездите, за разлика от планетите, нямат орбити, докато всяка планета се движи по орбитата си спрямо светилото, което образува системата. В Слънчевата система всички планети, техните спътници, метеорити, комети, астероиди и космически прах се движат около слънцето. Слънцето е единствената звезда в Слънчевата система. 
Всяка звезда със своята маса надвишава дори най-голямата планета. Слънцето представлява почти цялата маса на цялата слънчева система - масата на звездата е 99,86% от общия обем.
Диаметърът на Слънцето на екватора е 1 милион 392 хиляди километра, което е 109 пъти екваториалния диаметър на Земята. А масата на слънцето е приблизително 332 950 пъти по-голяма от масата на нашата планета - тя е 2x10 на 27-ма степен на тона.
Звездите са съставени предимно от леки елементи, за разлика от планетите, които са изградени от твърди и леки частици. Слънцето е 73% от масата и 92% от обема водород, 25% от масата и 7% от обема е хелий. Много малка част (около 1%) се падат на незначително количество други елементи - това са никел, желязо, кислород, азот, сяра, силиций, магнезий, калций, въглерод и хром.
Друга отличителна черта на звездата са ядрените или термоядрените реакции, протичащи на нейната повърхност. Именно тези реакции протичат на повърхността на Слънцето: някои вещества бързо се трансформират в други с отделянето на голямо количество топлина и светлина.
Именно продуктите на термоядрените реакции, протичащи на Слънцето, дават на Земята необходимото за нея. Но на повърхността на планетите такива реакции не се наблюдават.
Планетите често имат спътници, някои небесни тела дори имат няколко. Една звезда не може да има спътници. Въпреки че има и планети без спътници, следователно този знак може да се счита за косвен: липсата на спътник все още не е индикатор, че небесното тяло е звезда. За да направите това, другите изброени функции също трябва да са налични.
Слънцето е типична звезда
И така, центърът на нашата слънчева система - Слънцето - е класическа звезда: той е много по-голям и по-тежък дори от най-големите планети, 99% се състои от леки елементи, излъчва топлина и светлина по време на термоядрени реакции, протичащи на повърхността му. Слънцето няма орбита и спътници, но около него се въртят осем планети и други небесни тела, които съставляват Слънчевата система.
Слънцето за човек, който го наблюдава от Земята, не е малка точка, както другите звезди. Виждаме Слънцето като голям ярък диск, защото е достатъчно близо до Земята.
Ако Слънцето, подобно на други звезди, видими на нощното небе, се отдалечи от нашата планета за трилиони километри, ние ще го видим като същата малка звезда, която виждаме сега други звезди. В мащаба на космоса разстоянието между Земята и Слънцето - 149 милиона километра - не се счита за голямо.
Според научната класификация Слънцето принадлежи към категорията жълти джуджета. Възрастта му е около пет милиарда години и свети с ярка и равномерна жълта светлина. Защо светлината на слънцето? Това се дължи на неговата температура. За да разберем как се образува цветът на звездите, можем да си припомним примера с нажежено желязо: първо става червено, след това придобива оранжев тон, след това жълто. 
Ако желязото можеше да се нагрява допълнително, то щеше да стане бяло и след това синьо. Сините звезди са най-горещите: температурата на повърхността им е повече от 33 хиляди градуса.
Слънцето принадлежи към категорията жълти звезди. Интересното е, че в рамките на седемнадесет светлинни години, където са разположени около петдесет звездни системи, Слънцето е четвъртата най-ярка звезда.
СЛЪНЦЕ
звездата, около която се въртят Земята и другите планети от Слънчевата система. Слънцето играе изключителна роля за човечеството като основен източник на повечето видове енергия. Животът, какъвто познаваме, не би бил възможен, ако Слънцето беше малко по-ярко или малко по-слабо. Слънцето е типична малка звезда, има милиарди. Но поради близостта си до нас, само тя дава възможност на астрономите да изследват в детайли физическата структура на звездата и процесите на нейната повърхност, което е практически недостижимо спрямо другите звезди дори с помощта на най-мощните телескопи. Подобно на други звезди, Слънцето е гореща газова топка, предимно водород, компресирана от собствената си гравитация. Енергията, излъчвана от Слънцето, се ражда дълбоко в недрата му по време на термоядрени реакции, които превръщат водорода в хелий. Изтичайки, тази енергия се излъчва в космоса от фотосферата - тънък слой от слънчевата повърхност. Над фотосферата се намира външната атмосфера на Слънцето – короната, която се простира на много радиуси на Слънцето и се слива с междупланетната среда. Тъй като газът в короната е много разреден, светенето му е изключително слабо. Обикновено незабележима на фона на ярко дневно небе, короната става видима само в моментите на пълно слънчево затъмнение. Плътността на газа намалява монотонно от центъра на Слънцето към неговата периферия, а температурата, която достига 16 милиона K в центъра, намалява до 5800 K във фотосферата, но след това отново се повишава до 2 милиона K в короната. Преходният слой между фотосферата и короната, наблюдаван като яркочервен ръб по време на пълно слънчево затъмнение, се нарича хромосфера. Слънцето има 11-годишен цикъл на активност. През този период броят на слънчевите петна (тъмни области във фотосферата), изригвания (неочаквано изсветляване в хромосферата) и изпъкналости (плътни студени облаци от водород, кондензиращи в короната) нараства и отново намалява. В тази статия ще говорим за областите и явленията, споменати по-горе на Слънцето. След кратко описание на Слънцето като звезда, ще обсъдим вътрешността му, след това фотосферата, хромосферата, изригванията, изпъкналостите и короната.
Слънцето е като звезда.Слънцето се намира в един от спиралните ръкави на Галактиката на разстояние повече от половината от галактическия радиус от центъра му. Заедно със съседни звезди, Слънцето се върти около центъра на Галактиката с период от прибл. 240 милиона години. Слънцето е жълто джудже от спектрален тип G2 V, принадлежащо към главната последователност в диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел. Основните характеристики на Слънцето са дадени в табл. 1. Имайте предвид, че въпреки че Слънцето е газообразно до самия център, неговата средна плътност (1,4 g/cm3) надвишава плътността на водата, а в центъра на Слънцето е много по-висока дори от тази на златото или платината, които имат плътност от прибл. 20 g/cm3. Повърхността на Слънцето при температура 5800 К излъчва 6,5 kW/cm2. Слънцето се върти около оста си по посока на общото въртене на планетите. Но тъй като Слънцето не е твърдо тяло, различните участъци от неговата фотосфера се въртят с различни скорости: периодът на въртене на екватора е 25 дни, а на географска ширина 75 ° - 31 дни.
Маса 1.
ХАРАКТЕРИСТИКИ НА СЛЪНЦЕТО
ВЪТРЕШНА СТРУКТУРА НА СЛЪНЦЕТО
Тъй като не можем директно да наблюдаваме вътрешността на Слънцето, нашите познания за неговата структура се основават на теоретични изчисления. Познавайки от наблюденията масата, радиуса и осветеността на Слънцето, за да се изчисли неговата структура, е необходимо да се направят предположения за процесите на генериране на енергия, механизмите на нейното пренасяне от ядрото към повърхността и химичния състав на материята. Геоложките данни показват, че яркостта на Слънцето не се е променила значително през последните няколко милиарда години. Какъв енергиен източник може да го поддържа толкова дълго? Конвенционалните процеси на химично изгаряне не са подходящи за това. Дори гравитационното свиване, според изчисленията на Келвин и Хелмхолц, може да поддържа Слънцето светещо само за приблизително. 100 милиона години. Г. Бете решава този проблем през 1939 г.: източникът на енергията на Слънцето е термоядреното превръщане на водорода в хелий. Тъй като ефективността на термоядрения процес е много висока, а Слънцето е почти изцяло водород, това напълно решава проблема. Два ядрени процеса осигуряват яркостта на Слънцето: реакцията протон-протон и цикълът въглерод-азот (вижте също ЗВЕЗДИ). Протон-протонната реакция води до образуването на хелиево ядро от четири водородни ядра (протони) с освобождаване на 4,3×10-5 ерг енергия под формата на гама лъчи, два позитрона и две неутрино за всяко хелиево ядро. Тази реакция осигурява 90% от слънчевата светлина. Необходими са 1010 години, за да се превърне целият водород в ядрото на Слънцето в хелий. През 1968 г. Р. Дейвис и колегите му започват да измерват потока от неутрино, образуван в хода на термоядрените реакции в ядрото на Слънцето. Това беше първият експериментален тест на теорията за източника на слънчева енергия. Неутриното взаимодейства много слабо с материята, така че свободно напуска недрата на Слънцето и достига до Земята. Но поради същата причина е изключително трудно да го регистрирате с инструменти. Въпреки подобрението на оборудването и усъвършенстването на слънчевия модел, наблюдаваният неутринен поток все още остава 3 пъти по-малък от прогнозирания. Има няколко възможни обяснения: или химическият състав на ядрото на Слънцето не е същият като на повърхността му; или математическите модели на процесите, протичащи в ядрото, не са напълно точни; или по пътя от Слънцето към Земята, неутриното променя свойствата си. Необходими са допълнителни изследвания в тази област.
Вижте същоНЕУТРИНО АСТРОНОМИЯ. При преноса на енергия от слънчевата вътрешност към повърхността лъчението играе основна роля, конвекцията е от второстепенно значение, а топлопроводимостта изобщо не е важна. При висока температура на слънчевата вътрешност излъчването се представя главно от рентгенови лъчи с дължина на вълната 2-10. Конвекцията играе значителна роля в централната област на ядрото и във външния слой, лежащ непосредствено под фотосферата. През 1962 г. американският физик Р. Лейтън открива, че участъци от слънчевата повърхност осцилират вертикално с период от прибл. 5 минути. Изчисленията на Р. Улрих и К. Волф показват, че звуковите вълни, възбудени от турбулентни движения на газ в конвективната зона, лежаща под фотосферата, могат да се проявят по този начин. В него, като в органна тръба, се усилват само онези звуци, чиято дължина на вълната точно се вписва в дебелината на зоната. През 1974 г. немският учен Ф. Дебнер експериментално потвърждава изчисленията на Улрих и Волф. Оттогава наблюдението на 5-минутните трептения се превърна в мощен метод за изследване на вътрешната структура на Слънцето. Анализирайки ги, успяхме да установим, че: 1) дебелината на конвективната зона е прибл. 27% от радиуса на Слънцето; 2) ядрото на Слънцето вероятно се върти по-бързо от повърхността; 3) съдържанието на хелий вътре в Слънцето е прибл. 40% от теглото. Съобщава се и за колебания с периоди между 5 и 160 минути. Тези по-дълги звукови вълни могат да проникнат по-дълбоко във вътрешността на Слънцето, което ще помогне да се разбере структурата на слънчевата вътрешност и евентуално да се реши проблема със слънчевия дефицит на неутрино.
АТМОСФЕРА НА СЛЪНЦЕТО
Фотосфера.Това е полупрозрачен слой с дебелина няколкостотин километра, представляващ "видимата" повърхност на Слънцето. Тъй като атмосферата, лежаща отгоре, е практически прозрачна, радиацията, достигайки дъното на фотосферата, свободно я напуска и излиза в космоса. Неспособни да абсорбират енергия, горните слоеве на фотосферата трябва да са по-студени от долните. Доказателството за това може да се види в снимките на Слънцето: в центъра на диска, където дебелината на фотосферата по линията на зрение е минимална, тя е по-ярка и по-синя, отколкото на ръба (на "крайника" ) на диска. През 1902 г. изчисленията на А. Шустер, а по-късно - Е. Милн и А. Единингтън, потвърждават, че температурната разлика във фотосферата е точно такава, че да осигури преноса на радиация през полупрозрачен газ от долните слоеве към горните нечий. Основното вещество, което поглъща и преизлъчва светлината във фотосферата, са отрицателните водородни йони (водородни атоми с допълнителен прикрепен електрон).
Фраунхоферов спектър.Слънчевата светлина има непрекъснат спектър с абсорбционни линии, открити от Й. Фраунхофер през 1814 г.; те показват, че освен водород, много други химични елементи присъстват в атмосферата на Слънцето. В спектъра се образуват абсорбционни линии, тъй като атомите на горните по-хладни слоеве на фотосферата поглъщат светлината, идваща отдолу при определени дължини на вълната, и не я излъчват толкова интензивно, колкото горещите долни слоеве. Разпределението на яркостта в рамките на линията на Фраунхофер зависи от броя и състоянието на атомите, които я произвеждат, т.е. върху химичния състав, плътността и температурата на газа. Следователно подробният анализ на спектъра на Фраунхофер дава възможност да се определят условията във фотосферата и нейния химичен състав (Таблица 2). Таблица 2.
ХИМИЧЕН СЪСТАВ НА ФОТОСФЕРАТА НА СЛЪНЦЕТО
Елемент Логаритъм на относителния брой атоми
Водород _________12.00
Хелий ___________11.20
Въглерод __________8,56
Азот _____________7,98
Кислород _________9,00
Натрий ___________6,30
Магнезий ___________7,28
Алуминий _________6.21
Силиций __________7,60
Сяра _____________7.17
Калций __________6,38
Chrome _____________6,00
Желязо ___________6,76
Най-разпространеният елемент след водорода е хелият, който дава само една линия в оптичния спектър. Следователно съдържанието на хелий във фотосферата не се измерва много точно и се преценява от спектрите на хромосферата. Не са наблюдавани промени в химичния състав на слънчевата атмосфера.
Вижте същоОБХВАТ .
Гранулиране.Снимките на фотосферата, направени в бяла светлина при много добри условия за наблюдение, показват малки ярки точки - "гранули", разделени от тъмни пролуки. Диаметър на гранулата прибл. 1500 км. Те постоянно се появяват и изчезват, остават 5-10 минути. Астрономите отдавна подозират, че гранулирането на фотосферата е свързано с конвективни движения на газ, нагрят отдолу. Спектралните измервания на J. Beckers доказаха, че в центъра на гранулата горещият газ наистина изплува със скорост. ДОБРЕ. 0,5 км/сек; след това се разпространява встрани, охлажда се и бавно се спуска по тъмните граници на гранулите.
Супергранулация.Р. Лейтън открива, че фотосферата също е разделена на много по-големи клетки с диаметър прибл. 30 000 км - "супергранули". Супергранулацията отразява движението на материята в конвективната зона под фотосферата. В центъра на клетката газът се издига на повърхността, разпространява се встрани със скорост около 0,5 km/s и пада надолу по краищата му; всяка клетка живее около един ден. Движението на газа в супергранулите постоянно променя структурата на магнитното поле във фотосферата и хромосферата. Фотосферният газ е добър проводник на електричество (тъй като някои от атомите му са йонизирани), така че линиите на магнитното поле изглеждат замръзнали в него и се пренасят чрез движението на газа до границите на супергранулите, където се концентрират и полето силата се увеличава.
Слънчеви петна.През 1908 г. Дж. Хейл открива силно магнитно поле в слънчевите петна, което излиза от дълбините към повърхността. Неговата магнитна индукция е толкова голяма (до няколко хиляди гауса), че самият йонизиран газ е принуден да подчинява движението си на конфигурацията на полето; на петна полето забавя конвективното смесване на газа, което го кара да се охлади. Следователно газът в петното е по-студен от околния фотосферен газ и изглежда по-тъмен. Петната обикновено имат тъмна сърцевина - "сянка" - и по-светла "пенумбра", която я заобикаля. Обикновено тяхната температура е съответно 1500 и 400 К, по-ниска, отколкото в заобикалящата фотосфера.
Петното започва растежа си от малка тъмна "пора" с диаметър 1500 км. Повечето от порите изчезват за един ден, но петната, израснали от тях, се запазват със седмици и достигат диаметър от 30 000 км. Подробностите за растежа и разпадането на слънчевите петна не са напълно разбрани. Например, не е ясно дали магнитните тръби на петното са компресирани от хоризонталното движение на газа или вече са готови да "излязат" изпод повърхността. Р. Хауърд и Дж. Харви откриха през 1970 г., че петната се движат към общото въртене на Слънцето по-бързо от заобикалящата ги фотосфера (с около 140 m/s). Това показва, че петната са свързани с подфотосферните слоеве, които се въртят по-бързо от видимата повърхност на Слънцето. Обикновено от 2 до 50 петна се обединяват в група, често с биполярна структура: в единия край на групата има петна с една магнитна полярност, а в другия - с противоположна. Но има и многополярни групи. Броят на петната на слънчевия диск се променя редовно с период от прибл. 11 години. В началото на всеки цикъл се появяват нови петна на високи слънчеви ширини (± 50°). Тъй като цикълът се развива и броят на слънчевите петна се увеличава, те се появяват на все по-ниски географски ширини. Краят на цикъла е белязан от раждането и разпадането на няколко слънчеви петна близо до екватора (± 10°). По време на цикъла повечето от "водещите" (западни) слънчеви петна в биполярни групи имат една и съща магнитна полярност и тя е различна в северното и южното полукълбо на Слънцето. В следващия цикъл полярността на водещите петна се променя. Затова често се говори за пълен 22-годишен цикъл на слънчева активност. Все още има много мистерия в природата на това явление.
магнитни полета.Във фотосферата магнитно поле с индукция над 50 G се наблюдава само в слънчевите петна, в активните области около слънчевите петна, а също и по границите на супергранулите. Но Л. Стенфло и Дж. Харви откриха косвени индикации, че магнитното поле на фотосферата всъщност е концентрирано в тънки тръби с диаметър 100-200 km, където индукцията му е от 1000 до 2000 гауса. Магнитно активните региони се различават от тихите само по броя на магнитните тръби на единица повърхност. Вероятно слънчевото магнитно поле се генерира в дълбините на конвективната зона, където кипящият газ усуква слабото първоначално поле в мощни магнитни снопове. Диференциалното въртене на материята поставя тези снопове по паралели и когато полето в тях стане достатъчно силно, те изплуват във фотосферата, пробивайки нагоре в отделни арки. Вероятно така се раждат петната, въпреки че все още има много неясно по въпроса. Процесът на загниване на петна е проучен много по-пълно. Супергранулите, изплуващи по ръбовете на активната област, улавят магнитните тръби и ги разкъсват. Постепенно общото поле отслабва; случайното свързване на тръби с противоположна полярност води до тяхното взаимно унищожаване.
Хромосфера. Между относително студената, плътна фотосфера и горещата, разредена корона се намира хромосферата. Слабата светлина на хромосферата обикновено не се вижда на фона на ярката фотосфера. Може да се види като тясна ивица над крайника на Слънцето, когато фотосферата е затворена естествено (по време на пълно слънчево затъмнение) или изкуствено (в специален телескоп – коронограф). Хромосферата може да бъде изследвана и върху целия слънчев диск, ако се правят наблюдения в тесен диапазон на спектъра (около 0,5) близо до центъра на силна абсорбционна линия. Методът се основава на факта, че колкото по-висока е абсорбцията, толкова по-малка е дълбочината, до която погледът ни прониква в атмосферата на Слънцето. За такива наблюдения се използва спектрограф със специална конструкция - спектрохелиограф. Спектрохелиограмите показват, че хромосферата е нехомогенна: тя е по-ярка над слънчевите петна и по супергрануларните граници. Тъй като именно в тези области се засилва магнитното поле, очевидно е, че енергията се пренася от фотосферата към хромосферата с негова помощ. Вероятно се носи от звукови вълни, възбудени от турбулентното движение на газ в гранули. Но механизмите на нагряване на хромосферата все още не са разбрани в детайли. Хромосферата силно излъчва в твърд ултравиолетов диапазон (500-2000), който е недостъпен за наблюдение от земната повърхност. От началото на 60-те години на миналия век са направени много важни измервания на ултравиолетовото лъчение от горната атмосфера на Слънцето с помощта на ракети и спътници на голяма надморска височина. В неговия спектър са открити повече от 1000 емисионни линии на различни елементи, включително линии на многократно йонизиран въглерод, азот и кислород, както и основната серия от водород, хелий и хелиевия йон. Изследването на тези спектри показа, че преходът от хромосферата към короната се осъществява на участък от само 100 km, където температурата се повишава от 50 000 до 2 000 000 K. Оказа се, че нагряването на хромосферата до голяма степен идва от корона чрез топлопроводимост. В близост до групи от слънчеви петна в хромосферата се наблюдават ярки и тъмни влакнести структури, често удължени по посока на магнитното поле. Над 4000 km се виждат неравномерни, назъбени образувания, които се развиват доста бързо. При наблюдение на крайника в центъра на първата линия на водород на Балмер (Ha), хромосферата на тези височини е изпълнена с много спикули - тънки и дълги облаци от горещ газ. Малко се знае за тях. Диаметърът на отделна спикула е по-малък от 1000 km; тя живее добре. 10 мин. Със скорост от прибл. При 30 km/s спикулите се издигат на височина от 10 000-15 000 km, след което или се разтварят, или падат. Съдейки по спектъра, температурата на спикулите е 10 000-20 000 K, въпреки че заобикалящата ги корона на тези височини се нагрява до поне 600 000 K. Създава се впечатлението, че спикулите са части от сравнително студена и плътна хромосфера, временно издигащи се в гореща разредена корона. Преброяването в границите на супергранулите показва, че броят на спикулите на нивото на фотосферата съответства на броя на гранулите; вероятно има физическа връзка между тях.
Мига. Хромосферата над група слънчеви петна може внезапно да стане по-ярка и да изстреля част от газ. Това явление, наречено "светкавица", е едно от най-трудните за обяснение. Светкавиците излъчват мощно в целия диапазон от електромагнитни вълни - от радио до рентгенови лъчи, а също така често излъчват лъчи от електрони и протони с релативистична скорост (тоест близка до скоростта на светлината). Те възбуждат ударни вълни в междупланетната среда, които достигат до Земята. Изригванията по-често се появяват в близост до групи слънчеви петна със сложна магнитна структура, особено когато ново слънчево петно започне да расте бързо в група; такива групи предизвикват няколко огнища на ден. Слабите огнища се случват по-често от силните. Най-мощните изригвания заемат 0,1% от слънчевия диск и продължават няколко часа. Общата енергия на изригването е 1023-1025 J. Рентгеновите спектри на изригванията, получени от спътника SMM (Solar Maximum Mission), направиха възможно по-доброто разбиране на природата на изригванията. Началото на изригването може да отбележи рентгенов изблик с дължина на вълната на фотона по-малка от 0,05, причинен, както показва неговият спектър, от поток от релативистки електрони. За няколко секунди тези електрони нагряват околния газ до 20 000 000 K и той се превръща в източник на рентгеново лъчение в диапазона 1-20, стотици пъти по-голям от потока в този диапазон от тихото Слънце. При тази температура атомите на желязо губят 24 от своите 26 електрона. След това газът се охлажда, но продължава да излъчва рентгенови лъчи. Светкавицата излъчва и в радиообхвата. П. Уайлд от Австралия и А. Максуел от САЩ са изследвали развитието на изригване с помощта на радиоаналога на спектрограф – „динамичен спектрален анализатор“, който регистрира промените в мощността и честотата на излъчването. Оказа се, че честотата на излъчването през първите няколко секунди на светкавицата пада от 600 до 100 MHz, което показва, че смущението се разпространява през короната със скорост 1/3 от скоростта на светлината. През 1982 г. американските радиоастрономи, използвайки радиоинтерферометъра VLA в бр. Ню Мексико и данните от сателита SMM разрешиха фини детайли в хромосферата и короната по време на избухването. Не е изненадващо, че това са вериги, вероятно от магнитен характер, в които се отделя енергия, която загрява газа по време на светкавицата. В последния етап на изригването, релативистичните електрони, уловени от магнитното поле, продължават да излъчват силно поляризирани радиовълни, движейки се по спирала около линиите на магнитното поле над активната област. Това излъчване може да продължи няколко часа след светкавицата. Въпреки че газът винаги се изхвърля от зоната на изригване, скоростта му обикновено не надвишава скоростта на бягство от повърхността на Слънцето (616 km/s). Въпреки това, изригванията често излъчват потоци от електрони и протони, които достигат Земята за 1-3 дни и причиняват сияния и смущения в магнитното поле върху нея. Тези частици с енергия, достигаща милиарди електрон волта, са много опасни за астронавтите в орбита. Затова астрономите се опитват да предскажат слънчевите изригвания, като изучават конфигурацията на магнитното поле в хромосферата. Сложната структура на полето, с усукани полеви линии, готови за повторно свързване, показва възможността за изригване.
Изтъкнати места.Слънчевите изпъкналости са относително студени маси от газ, които се появяват и изчезват в гореща корона. Когато се наблюдават с коронограф в линията Ха, те се виждат на крайника на Слънцето като ярки облаци на тъмен фон на небето. Но когато се наблюдават със спектрохелиограф или интерференционни филтри на Лио, те изглеждат като тъмни нишки на фона на ярка хромосфера.
Формите на изпъкналост са изключително разнообразни, но могат да се разграничат няколко основни типа. Слънчевите петна са като завеси с дължина до 100 000 km, височина 30 000 km и дебелина 5 000 km. Някои изпъкналости имат разклонена структура. Редките и красиви издатини във формата на примка имат заоблена форма с диаметър прибл. 50 000 км. Почти всички издатини имат фина структура от газообразни нишки, вероятно повтарящи структурата на магнитното поле; истинската природа на това явление не е ясна. Газът в издатини обикновено тече надолу със скорост от 1–20 km/s. Изключението е "серги" - изпъкналости, които излитат от повърхността със скорост 100-200 km/s, а след това се връщат по-бавно. Протуберациите се раждат по ръбовете на групите слънчеви петна и могат да продължат няколко оборота на Слънцето (т.е. няколко земни месеца). Спектрите на изпъкналостите са подобни на спектрите на хромосферата: ярки линии на водород, хелий и метали на фона на слаба непрекъсната радиация. Обикновено емисионните линии на тихи изпъкналости са по-тънки от хромосферните линии; това вероятно се дължи на по-малкия брой атоми в линията на видимост в издатината. Анализът на спектрите показва, че температурата на тихите издатини е 10 000-20 000 K, а плътността е около 1010 at./cm3. Активните изпъкналости показват линии от йонизиран хелий, което показва много по-висока температура. Температурният градиент в протуберанцата е много голям, тъй като те са заобиколени от корона с температура 2 000 000 К. Броят на протуберансите и тяхното разпределение по географска ширина по време на 11-годишен цикъл повтаря разпределението на слънчевите петна. Въпреки това, на високи географски ширини има втори пояс от изпъкналост, който се измества към полюса по време на максимума на цикъла. Защо се образуват изпъкналости и какво ги поддържа в разредена корона, не е напълно ясно.
Корона.Външната част на Слънцето – короната – свети слабо и се вижда с просто око само при пълно слънчево затъмнение или с помощта на коронограф. Но е много по-ярка в рентгеновите лъчи и в радиообхвата.
Вижте същоЕКСТРААТМОСФЕРНА АСТРОНОМИЯ. Короната свети ярко в рентгеновия диапазон, тъй като температурата й е от 1 до 5 милиона K, а в моментите на огнища достига 10 милиона K. Наскоро започнаха да се получават рентгенови спектри на короната от спътници, а оптичните се изучават дълги години в периода на пълните затъмнения. Тези спектри съдържат линии от многократно йонизирани атоми на аргон, калций, желязо, силиций и сяра, които се образуват само при температури над 1 000 000 K.
Бялата светлина на короната, която по време на затъмнение се вижда на разстояние до 4 слънчеви радиуса, се образува в резултат на разсейване на фотосферната радиация от свободни електрони в короната. Следователно промяната в яркостта на короната с височина показва разпределението на електроните и тъй като основният елемент е напълно йонизиран водород, това е и разпределението на плътността на газа. Коронарните структури са ясно разделени на отворени (лъчи и полярни четки) и затворени (примки и арки); йонизираният газ точно повтаря структурата на магнитното поле в короната, т.к не може да се движи през линиите на сила. Тъй като полето излиза от фотосферата и е свързано с 11-годишния цикъл на слънчевите петна, външният вид на короната се променя по време на този цикъл. През периода на минимума короната е плътна и ярка само в екваториалния пояс, но с развитието на цикъла короналните лъчи се появяват на по-високи ширини, а на максимум те могат да се видят на всички географски ширини. От май 1973 г. до януари 1974 г. короната се наблюдава непрекъснато от 3 екипажа астронавти от орбиталната станция Skylab. Техните данни показват, че тъмните коронални "дупки", където температурата и плътността на газа са значително намалени, са области, от които газът излита в междупланетното пространство с висока скорост, създавайки мощни потоци в спокойния слънчев вятър. Магнитните полета в короналните дупки са "отворени", т.е. разширена далеч в космоса, позволявайки на газа да избяга от короната. Тези полеви конфигурации са доста стабилни и могат да се запазят през периода на минимална слънчева активност до две години. Коронарната дупка и потокът, свързан с нея, се въртят заедно с повърхността на Слънцето за период от 27 дни и, ако потокът удари Земята, всеки път предизвиква геомагнитни бури. Енергиен баланс на външната атмосфера на Слънцето. Защо Слънцето има толкова гореща корона? Докато не го разберем. Но има доста разумна хипотеза, че звуковите и магнитохидродинамичните (MHD) вълни, които се генерират от турбулентни движения на газ под фотосферата, пренасят енергия към външната атмосфера. Попадайки в горните разредени слоеве, тези вълни се превръщат в ударни вълни и енергията им се разсейва, нагрявайки газа. Звуковите вълни загряват долната хромосфера, докато MHD вълните се разпространяват по линиите на магнитното поле по-нататък в короната и я нагряват. Част от топлината от короната поради топлопроводимост отива в хромосферата и там се излъчва в космоса. Останалата част от топлината поддържа короналната радиация в затворени контури и ускорява потоците на слънчевия вятър в короналните дупки.
Вижте също
Слънцето, централното тяло на слънчевата система, е гореща газова топка. То е 750 пъти по-масивно от всички други тела в Слънчевата система взети заедно. Ето защо всичко в Слънчевата система може да се счита, че се върти около слънцето. Слънцето надвишава Земята с повече от 330 000 пъти. Верига от 109 планети като нашата може да бъде поставена върху слънчевия диаметър. Слънцето е най-близката звезда до Земята и единствената звезда, чийто диск се вижда с просто око. Всички други звезди, които са на светлинни години от нас, дори когато се гледат през най-мощните телескопи, не разкриват никакви детайли от повърхностите си. Светлината от Слънцето достига до нас за 8 и трета минута.
Слънцето се втурва в посока на съзвездието Херкулес в орбита около центъра на нашата Галактика, преодолявайки повече от 200 км всяка секунда. Слънцето и центърът на Галактиката са разделени от бездна от 25 000 светлинни години. Подобна бездна се намира между Слънцето и покрайнините на Галактиката. Нашата звезда се намира близо до галактическата равнина, недалеч от границата на един от спиралните ръкави.
Размерът на Слънцето (1392 000 км в диаметър) е много голям по земните стандарти, но астрономите в същото време го наричат жълто джудже - в света на звездите Слънцето не се откроява с нищо особено. Въпреки това през последните години се появяват все повече аргументи в полза на някаква необичайност на нашето Слънце. По-специално, Слънцето излъчва по-малко ултравиолетова радиация от други звезди от същия тип. Слънцето има по-голяма маса от подобни звезди. Освен това тези звезди, най-подобни на Слънцето, се виждат в непостоянство, променят яркостта си, тоест са променливи звезди. Слънцето не променя забележимо яркостта си. Всичко това не е повод за гордост, а основа за по-подробни проучвания и сериозни проверки.
Радиационната мощност на Слънцето е 3,8 * 1020 MW. Само около една половина от една милиардна от общата енергия на Слънцето достига до Земята. Представете си ситуация, в която 15 стандартни апартамента от 45 кв.м. залят до тавана с вода. Ако това количество вода е цялата продукция на Слънцето, тогава Земята ще има по-малко от една чаена лъжичка. Но благодарение на тази енергия се случва кръговрата на водата на Земята, духат ветрове, животът се е развил и се развива. Цялата енергия, скрита в изкопаемите горива (нефт, въглища, торф, газ), също първоначално е енергията на Слънцето.
Слънцето излъчва своята енергия във всички дължини на вълната. Но по различен начин. 48% от енергията на излъчване е във видимата част на спектъра, а максимумът съответства на жълто-зеления цвят. Около 45% от енергията, загубена от Слънцето, се отнася от инфрачервените лъчи. Гама лъчите, рентгеновите лъчи, ултравиолетовите и радиолъчите представляват само 8%. Въпреки това, радиацията на Слънцето в тези диапазони е толкова силна, че е много забележима на разстояния дори стотици слънчеви радиуси. Магнитосферата и земната атмосфера ни предпазват от вредното въздействие на слънчевата радиация.
Основните характеристики на Слънцето
| Тегло | 1,989*10 30 килограма |
| Маса (в земни маси) | 332,830 |
| Радиус на екватора | 695000 км |
| Радиус на екватора (в радиуси на Земята) | 108,97 |
| Средна плътност | 1410 кг/м 3 |
| Продължителност на сидеричния ден (период на ротация) | 25,4 дни (екватор) - 36 дни (полюси) |
| Втора космическа скорост (скорост на бягство) | 618,02 км/сек |
| Разстояние от центъра на галактиката | 25 000 светлинни години |
| Период на революция около центъра на Галактиката | ~ 200 м |
| Скоростта на движение около центъра на Галактиката | 230 км/сек |
| Повърхностна температура | 5800–6000 К |
| яркост | 3,8 * 10 26 Ш(3,827*10 33 ерг/сек) |
| Приблизителна възраст | 4,6 милиарда години |
| Абсолютна величина | +4,8 |
| Относителна величина | -26,8 |
| Спектрален клас | G2 |
| Класификация | жълто джудже |
|
Химичен състав (по брой атоми) |
|
| водород | 92,1% |
| хелий | 7,8% |
| Кислород | 0,061% |
| въглерод | 0,030% |
| Азот | 0,0084% |
| Неон | 0,0076% |
| Желязо | 0,0037% |
| силиций | 0,0031% |
| магнезий | 0,0024% |
| сяра | 0,0015% |
| Друго | 0,0015% |
Мислите ли, че знаете всичко за нашата звезда? Представяме ви интересни факти за Слънцето. Някои вероятно вече знаете, докато други ще бъдат напълно неочаквани за вас.
Списък на най-интересните факти
1. Слънце и слънчева система
Ние живеем на планетата и смятаме, че Земята е равноправен член на Слънчевата система. Реалността е, че масата на централната звезда е 99,8% от масата на Слънчевата система. И повечето от останалите 0,2% идват при Юпитер. Така масата на Земята е стотни от масата на Слънчевата система.
2. Нашата звезда е предимно водород и хелий.
Слънцето е 74% водород и 24% хелий. Останалите 2% включват малко количество желязо, никел, кислород. С други думи, слънчевата система се състои предимно от водород.
3. Слънцето е много ярко
Знаем, че има невероятно големи и ярки звезди, като Сириус или Бетелгейзе. Но те са невероятно далеч. Нашето собствено светило е сравнително ярка звезда. Ако можете да вземете 50-те най-близки звезди в рамките на 17 светлинни години от Земята, тогава това ще бъде 4-тата най-ярка звезда.
4. Слънцето е огромно, но в същото време мъничко.
Диаметърът му е 109 пъти по-голям от този на Земята, 1300 хиляди земи могат да се поберат вътре в него. Но има много по-големи звезди, чийто диаметър почти би достигнал орбитата на Сатурн, ако звездата беше поставена в Слънчевата система.
5. Средна възраст 4,5 милиарда години
Астрономите смятат, че нашата звезда се е образувала преди около 4590 милиона години. След около 5 милиарда години той ще влезе в етапа на червен гигант и ще набъбне, след което, след като изхвърли външните си слоеве, ще се превърне в бяло джудже.
6. Слънцето има слоеста структура
Въпреки че нашето светило изглежда като горящо огнено кълбо, то всъщност има вътрешна структура, разделена на слоеве. Видимата повърхност, наречена фотосфера, се нагрява до около 6000 градуса по Келвин. Под него е зона на конвекция, където топлината бавно се движи от центъра към повърхността, а охладената звездна материя пада надолу. Тази област започва на разстояние от 70% от радиуса. Под зоната на конвекция е радиационният пояс. В тази зона топлината се предава чрез излъчване. Ядрото се простира от центъра на разстояние от 0,2 слънчеви радиуса. Това е мястото, където температурата достига 13,6 милиона градуса по Келвин, а водородните молекули се сливат в хелий.
7. Слънцето може да унищожи целия живот на Земята
Слънцето всъщност бавно загрява. Той става с 10% по-ярък на всеки милиард години. През целия милиард години топлината ще бъде толкова интензивна, че течната вода няма да може да съществува на повърхността на Земята. Животът на Земята ще изчезне завинаги. Бактериите ще могат да живеят под земята, но повърхността на планетата ще бъде обгорена и необитаема. След 7 милиарда години то ще се превърне в червен гигант и преди да се разшири, Слънцето ще придърпа Земята към себе си и ще унищожи цялата планета.
8. Различните му части се въртят с различна скорост
За разлика от планетите, Слънцето е огромна сфера от водород. Поради това различните части се въртят с различна скорост. Можете да видите колко бързо се върти повърхността, като проследявате движението на петната по повърхността. Завъртането на екватора отнема 25 дни, докато на полюсите пълното завъртане може да отнеме 36 дни.
9. Външната атмосфера е по-гореща от нейната повърхност
Повърхността има температура от 6000 градуса по Келвин. Но това е много по-малко от температурата на атмосферата на звездата. Над повърхността има участък от атмосферата, наречен хромосфера, температурата му може да достигне 100 000 К. Дори по-далечни области, наречени корона, достигат температури от 1 милион К.
10 Има космически кораби, които го изучават в момента
Най-известният космически кораб, изпратен за наблюдение, беше изстрелян през декември 1995 г. и се нарича SOHO. SOHO непрекъснато наблюдава нашето светило. През 2006 г. бяха пуснати два автомобила на мисията STEREO. Двата кораба са проектирани да наблюдават дейността от две различни гледни точки, давайки 3D модели на нашата звезда и позволявайки на астрономите да предскажат по-точно космическото време.
