Structura internă a Soarelui este stratificată, sau înveliș, constă dintr-un număr de sfere sau regiuni. În centru se află miezul, apoi regiunea de transfer al energiei razelor, apoi zona convectivă și în final atmosfera. O serie de cercetători se referă la el trei regiuni externe: fotosfera, cromosfera și coroana. Adevărat, alți astronomi se referă doar la cromosfera și corona la atmosfera solară. Să ne oprim pe scurt asupra trăsăturilor acestor sfere.
Miezul este partea centrală a Soarelui cu presiune și temperatură ultra-înaltă, ceea ce asigură cursul reacțiilor nucleare. Ei emit o cantitate imensă de energie electromagnetică la lungimi de undă extrem de scurte.
Regiunea de transfer de energie radiantă este situată deasupra nucleului. Este format din gaz aproape imobil și invizibil la temperaturi ultra-înalte. Transferul energiei generate în miez prin acesta către sferele exterioare ale Soarelui se realizează printr-o metodă cu raze, fără a deplasa gazul. Acest proces ar trebui imaginat cam așa. De la nucleu la regiunea de transfer a razelor, energia intră în intervalele de unde extrem de scurte - radiația gamma și pleacă în razele X cu lungime de undă mai mare, care este asociată cu o scădere a temperaturii gazului spre zona periferică.
regiune convectivă a soarelui
Regiunea convectivă - situată deasupra celei precedente. De asemenea, este format dintr-un gaz fierbinte invizibil în stare de amestecare convectivă. Amestecarea se datorează poziției regiunii dintre două medii, care diferă brusc prin presiunea și temperatura care predomină în ele. Transferul de căldură din interiorul solar la suprafață are loc ca urmare a creșterii locale a maselor de aer foarte încălzite sub presiune ridicată către periferia stelei, unde temperatura gazului este mai scăzută și unde începe gama de lumină a radiației Soarelui. Grosimea regiunii convective este estimată la aproximativ 1/10 din raza solară.Fotosferă
Fotosfera este cea mai joasă dintre cele trei straturi ale atmosferei Soarelui, așezată direct deasupra masei dense de gaz invizibil din regiunea convectivă. Fotosfera este formată din gaz ionizat incandescent, a cărui temperatură la bază este apropiată de 10.000°K (adică temperatura absolută), iar la limita superioară, situată cu aproximativ 300 km mai sus, este de aproximativ 5.000°K. Media Se presupune că temperatura fotosferei este de 5700 ° K. La această temperatură, gazul fierbinte emite energie electromagnetică în principal în intervalul de lungimi de undă optice. Acest strat inferior al atmosferei, vizibil ca un disc gălbui-luminos, îl percepem vizual ca Soare.Prin aerul transparent al fotosferei din telescop, baza sa este clar vizibilă - contactul cu masa de aer opac a regiunii convective. Interfața are o structură granulară numită granulare. Boabele, sau granulele, au diametre de la 700 la 2000 km. Poziția, configurația și dimensiunea granulelor se modifică. Observațiile au arătat că fiecare granulă este exprimată separat doar pentru o perioadă scurtă de timp (aproximativ 5-10 minute), iar apoi dispare, fiind înlocuită cu o nouă granulă. La suprafața Soarelui, granulele nu rămân nemișcate, ci fac mișcări neregulate cu o viteză de aproximativ 2 km/sec. Împreună, boabele ușoare (granule) ocupă până la 40% din suprafața discului solar.
Procesul de granulare este reprezentat ca prezența în cel mai de jos strat al fotosferei a unui gaz opac al unei regiuni convective - un sistem complex de giruri verticale. O celulă luminoasă este o porțiune dintr-un gaz mai încălzit provenit din adâncime în comparație cu cel deja răcit la suprafață și, prin urmare, mai puțin strălucitor, care se scufundă compensator. Luminozitatea granulelor este cu 10-20% mai mare decât fundalul înconjurător, indicând o diferență a temperaturilor lor de 200-300 ° C.
În mod figurat, granulația de pe suprafața Soarelui poate fi comparată cu fierberea unui lichid gros, cum ar fi gudronul topit, când apar bule de aer cu jeturi ușoare ascendente, iar zonele mai întunecate și mai plate caracterizează porțiunile care se scufundă ale lichidului.
Studiile mecanismului de transfer de energie în sfera gazoasă a Soarelui de la regiunea centrală la suprafață și radiația acesteia în spațiul cosmic au arătat că aceasta este transferată de raze. Chiar și în zona convectivă, unde energia este transferată prin mișcarea gazelor, cea mai mare parte a energiei este transferată prin radiație.
Astfel, suprafața Soarelui, care radiază energie în spațiul cosmic în domeniul luminii spectrului undelor electromagnetice, este un strat rarefiat de gaze al fotosferei și suprafața superioară granulară a stratului de gaz opac al regiunii convective vizibile prin aceasta. . În general, structura granulară, sau granulația, este recunoscută ca caracteristică fotosferei, stratul inferior al atmosferei solare.
cromosfera solară
Cromosferă. În timpul unei eclipse totale de soare, o strălucire roz este vizibilă chiar la marginea discului întunecat al Soarelui - aceasta este cromosfera. Nu are granițe ascuțite, dar este o combinație de multe proeminențe strălucitoare sau flăcări care sunt în mișcare continuă. Cromosfera este uneori comparată cu o stepă care arde. Limbile cromosferei se numesc spicule. Au un diametru de 200 până la 2000 km (uneori până la 10.000) și ating o înălțime de câteva mii de kilometri. Ele trebuie imaginate ca fluxuri de plasmă (gaz ionizat fierbinte) care scapă din Soare.S-a stabilit că trecerea de la fotosferă la cromosferă este însoțită de o creștere bruscă a temperaturii de la 5700 K la 8000 - 10000 K. Până la limita superioară a cromosferei, situată aproximativ la o altitudine de 14000 km de suprafața soarele, temperatura crește la 15000 - 20000 K. Densitatea materiei la astfel de înălțimi este de numai 10-12 g/cm3, adică de sute și chiar de mii de ori mai mică decât densitatea straturilor inferioare ale cromosferei.
coroana solara
Corona solară este atmosfera exterioară a Soarelui. Unii astronomi o numesc atmosfera Soarelui. Este format din cel mai rarefiat gaz ionizat. Se extinde aproximativ până la o distanță de 5 diametre solare, are o structură radiantă și strălucește slab. Poate fi observată doar în timpul unei eclipse totale de soare. Luminozitatea coroanei solare este aproximativ aceeași cu cea a lunii în timpul lunii pline, care este doar aproximativ 5/1.000.000 de parte din strălucirea soarelui. Gazele coronale sunt puternic ionizate, ceea ce determină temperatura lor la aproximativ 1 milion de grade. Straturile exterioare ale coroanei radiază gaz coronal, vântul solar, în spațiul cosmic. Aceasta este a doua energie (după radiația electromagnetică) a Soarelui primită de planete. Rata de îndepărtare a gazului coronal de la Soare crește de la câțiva kilometri pe secundă în apropierea coroanei la 450 km/sec la nivelul orbitei Pământului, ceea ce este asociat cu o scădere a forței de gravitație a Soarelui odată cu creșterea distanței. . Rarificat treptat pe măsură ce se îndepărtează de Soare, gazul coronal umple întreg spațiul interplanetar. Afectează corpurile sistemului solar atât direct, cât și prin câmpul magnetic pe care îl poartă cu el. Interacționează cu câmpurile magnetice ale planetelor. Gazul coronal (vântul solar) este principala cauză a aurorelor pe Pământ și a activității altor procese din magnetosferă.Mai devreme sau mai târziu, fiecare pământean își pune această întrebare, deoarece existența planetei noastre depinde de Soare, influența acestuia este cea care determină toate procesele cele mai importante de pe Pământ. Soarele este o stea.
Există o serie de criterii după care un corp ceresc poate fi clasificat ca planetă sau stea, iar Soarele corespunde tocmai acelor caracteristici care sunt inerente stelelor.
Principalele caracteristici ale stelelor
În primul rând, o stea diferă de o planetă prin capacitatea sa de a radia căldură și lumină. Planetele, pe de altă parte, reflectă doar lumina și sunt în esență corpuri cerești întunecate. Temperatura de suprafață a oricărei stele este mult mai mare decât temperatura de suprafață.
Temperatura medie a suprafeței stelelor poate varia de la 2 mii la 40 de mii de grade, iar cu cât este mai aproape de miezul stelei, cu atât această temperatură este mai mare. Aproape de centrul unei stele, poate atinge milioane de grade. Temperatura de la suprafața Soarelui este de 5,5 mii de grade Celsius, iar în interiorul nucleului ajunge la 15 milioane de grade.
Stelele, spre deosebire de planete, nu au orbite, în timp ce orice planetă se mișcă pe orbita sa în raport cu lumina care formează sistemul. În sistemul solar, toate planetele, sateliții lor, meteoriții, cometele, asteroizii și praful cosmic se mișcă în jurul soarelui. Soarele este singura stea din sistemul solar. 
Orice stea cu masa sa depășește chiar și cea mai mare planetă. Soarele reprezintă aproape întreaga masă a întregului sistem solar - masa stelei este de 99,86% din volumul total.
Diametrul Soarelui la ecuator este de 1 milion 392 mii de kilometri, adică de 109 ori diametrul ecuatorial al Pământului. Și masa Soarelui este de aproximativ 332.950 de ori masa planetei noastre - este de 2x10 până la a 27-a putere de tone.
Stelele sunt formate în mare parte din elemente ușoare, spre deosebire de planete, care sunt formate din particule solide și luminoase. Soarele are 73% în masă și 92% în volum hidrogen, 25% în masă și 7% în volum este heliu. O proporție foarte mică (aproximativ 1%) este reprezentată de o cantitate nesemnificativă de alte elemente - acestea sunt nichel, fier, oxigen, azot, sulf, siliciu, magneziu, calciu, carbon și crom.
O altă trăsătură distinctivă a unei stele sunt reacțiile nucleare sau termonucleare care au loc pe suprafața ei. Aceste reacții apar la suprafața Soarelui: unele substanțe se transformă rapid în altele cu eliberarea unei cantități mari de căldură și lumină.
Produsele reacțiilor termonucleare care au loc pe Soare sunt cele care dau Pământului necesarul pentru aceasta. Dar pe suprafața planetelor, astfel de reacții nu sunt observate.
Planetele au adesea sateliți, unele corpuri cerești au chiar mai mulți. O stea nu poate avea sateliți. Deși există și planete fără sateliți, prin urmare acest semn poate fi considerat indirect: absența unui satelit nu este încă un indicator că un corp ceresc este o stea. Pentru a face acest lucru, celelalte caracteristici enumerate trebuie să fie și ele disponibile.
Soarele este o stea tipică
Deci, centrul sistemului nostru solar - Soarele - este o stea clasică: este mult mai mare și mai grea chiar și decât cele mai mari planete, 99% este format din elemente ușoare, emite căldură și lumină în timpul reacțiilor termonucleare care au loc la suprafața sa. Soarele nu are o orbită și sateliți, dar opt planete și alte corpuri cerești care alcătuiesc sistemul solar se învârt în jurul lui.
Soarele pentru o persoană care îl observă de pe Pământ nu este un punct mic, ca alte stele. Vedem Soarele ca pe un disc mare și strălucitor, deoarece este suficient de aproape de Pământ.
Dacă Soarele, ca și alte stele vizibile pe cerul nopții, s-ar îndepărta de planeta noastră timp de trilioane de kilometri, l-am vedea ca aceeași stea mică pe care o vedem acum alte stele. La scara spațiului, distanța dintre Pământ și Soare - 149 de milioane de kilometri - nu este considerată mare.
Conform clasificării științifice, Soarele aparține categoriei piticelor galbene. Vârsta sa este de aproximativ cinci miliarde de ani și strălucește cu o lumină strălucitoare și uniformă galbenă. De ce lumina soarelui? Acest lucru se datorează temperaturii sale. Pentru a înțelege cum se formează culoarea stelelor, putem aminti exemplul fierului înroșit: mai întâi devine roșu, apoi capătă o nuanță portocalie, apoi galben. 
Dacă fierul ar putea fi încălzit mai mult, ar deveni alb și apoi albastru. Stelele albastre sunt cele mai fierbinți: temperatura de pe suprafața lor este de peste 33 de mii de grade.
Soarele aparține categoriei de stele galbene. Interesant este că în șaptesprezece ani lumină, unde sunt situate aproximativ cincizeci de sisteme stelare, Soarele este a patra cea mai strălucitoare stea.
SOARE
steaua în jurul căreia se învârte Pământul și alte planete ale sistemului solar. Soarele joacă un rol excepțional pentru umanitate ca sursă primară a majorității tipurilor de energie. Viața așa cum o știm nu ar fi posibilă dacă Soarele ar fi puțin mai strălucitor sau puțin mai slab. Soarele este o stea mică tipică, sunt miliarde. Dar, din cauza apropierii sale de noi, doar ea permite astronomilor să studieze în detaliu structura fizică a stelei și procesele de pe suprafața ei, care este practic de neatins în raport cu alte stele, chiar și cu ajutorul celor mai puternice telescoape. Ca și alte stele, Soarele este o minge fierbinte de gaz, în mare parte hidrogen comprimat de propria sa gravitație. Energia radiată de Soare se naște adânc în intestinele sale în timpul reacțiilor termonucleare care transformă hidrogenul în heliu. În afară, această energie este radiată în spațiu din fotosferă - un strat subțire al suprafeței solare. Deasupra fotosferei se află atmosfera exterioară a Soarelui - coroana, care se extinde pe multe raze ale Soarelui și se contopește cu mediul interplanetar. Deoarece gazul din coroană este foarte rarefiat, strălucirea sa este extrem de slabă. De obicei imperceptibilă pe fundalul unui cer luminos în timpul zilei, corona devine vizibilă doar în momentele eclipselor totale de soare. Densitatea gazului scade monoton din centrul Soarelui spre periferia acestuia, iar temperatura, care ajunge la 16 milioane K în centru, scade la 5800 K în fotosferă, dar apoi crește din nou la 2 milioane K în coroană. Stratul de tranziție dintre fotosferă și coroană, observat ca o margine roșie strălucitoare în timpul eclipselor totale de soare, se numește cromosferă. Soarele are un ciclu de activitate de 11 ani. În această perioadă, numărul de pete solare (regiuni întunecate din fotosferă), erupții (luminări neașteptate în cromosferă) și proeminențe (nori denși reci de hidrogen care se condensează în coroană) crește și din nou scade din nou. În acest articol, vom vorbi despre zonele și fenomenele menționate mai sus asupra Soarelui. După ce am descris pe scurt Soarele ca stea, vom discuta despre structura sa internă, apoi despre fotosferă, cromosferă, erupții, proeminențe și coroană.
Soarele este ca o stea. Soarele este situat într-unul dintre brațele spirale ale galaxiei la o distanță de mai mult de jumătate din raza galactică de centrul său. Împreună cu stelele vecine, Soarele se învârte în jurul centrului Galaxiei cu o perioadă de cca. 240 de milioane de ani. Soarele este o pitică galbenă de tip spectral G2 V, aparținând secvenței principale din diagrama Hertzsprung-Russell. Principalele caracteristici ale Soarelui sunt prezentate în tabel. 1. Rețineți că, deși Soarele este gazos chiar până în centru, densitatea sa medie (1,4 g/cm3) depășește densitatea apei, iar în centrul Soarelui este mult mai mare decât cea a aurului sau a platinei, care au o densitate de cca. 20 g/cm3. Suprafața Soarelui la o temperatură de 5800 K radiază 6,5 kW/cm2. Soarele se rotește în jurul axei sale în direcția rotației generale a planetelor. Dar, deoarece Soarele nu este un corp solid, diferite regiuni ale fotosferei sale se rotesc cu viteze diferite: perioada de rotație la ecuator este de 25 de zile și la o latitudine de 75 ° - 31 de zile.
Tabelul 1.
CARACTERISTICI ALE SOARELOR
STRUCTURA INTERNĂ A SOARElui
Deoarece nu putem observa direct interiorul Soarelui, cunoștințele noastre despre structura sa se bazează pe calcule teoretice. Cunoscând din observații masa, raza și luminozitatea Soarelui, pentru a calcula structura acestuia, este necesar să se facă ipoteze despre procesele de generare a energiei, mecanismele transferului acesteia de la miez la suprafață și compoziția chimică. a materiei. Dovezile geologice indică faptul că luminozitatea Soarelui nu s-a schimbat semnificativ în ultimele câteva miliarde de ani. Ce sursă de energie o poate susține atât de mult? Procesele convenționale de ardere chimică nu sunt potrivite pentru aceasta. Chiar și contracția gravitațională, conform calculelor lui Kelvin și Helmholtz, ar putea menține Soarele strălucitor doar pentru aprox. 100 de milioane de ani. G. Bethe a rezolvat această problemă în 1939: sursa energiei Soarelui este conversia termonucleară a hidrogenului în heliu. Deoarece eficiența procesului termonuclear este foarte mare, iar Soarele este aproape în întregime hidrogen, acest lucru a rezolvat complet problema. Două procese nucleare asigură luminozitatea Soarelui: reacția proton-proton și ciclul carbon-azot (vezi și STELE). Reacția proton-proton are ca rezultat formarea unui nucleu de heliu din patru nuclee de hidrogen (protoni) cu eliberarea a 4,3×10-5 erg de energie sub formă de raze gamma, doi pozitroni și doi neutrini pentru fiecare nucleu de heliu. Această reacție asigură 90% din luminozitatea Soarelui. Este nevoie de 1010 ani pentru ca tot hidrogenul din miezul Soarelui să se transforme în heliu. În 1968, R. Davis și colegii au început să măsoare fluxul de neutrini produs în cursul reacțiilor termonucleare în miezul Soarelui. Acesta a fost primul test experimental al teoriei surselor de energie solară. Neutrino interacționează foarte slab cu materia, așa că părăsește liber măruntaiele Soarelui și ajunge pe Pământ. Dar din același motiv, este extrem de dificil să-l înregistrezi cu instrumente. În ciuda îmbunătățirii echipamentelor și perfecționării modelului solar, fluxul de neutrini observat rămâne încă de 3 ori mai mic decât cel prezis. Există mai multe explicații posibile: fie compoziția chimică a nucleului Soarelui nu este aceeași cu cea de la suprafața sa; sau modelele matematice ale proceselor care au loc în nucleu nu sunt în întregime exacte; fie pe drumul de la Soare la Pământ, neutrinul își schimbă proprietățile. Sunt necesare cercetări suplimentare în acest domeniu.
Vezi si NEUTRINO ASTRONOMIE. În transferul de energie din interiorul solar la suprafață, radiația joacă rolul principal, convecția are o importanță secundară, iar conductivitatea termică nu este deloc importantă. La o temperatură ridicată a interiorului solar, radiația este reprezentată în principal de raze X cu o lungime de undă de 2-10. Convecția joacă un rol semnificativ în regiunea centrală a nucleului și în stratul exterior situat direct sub fotosferă. În 1962, fizicianul american R. Leighton a descoperit că secțiunile suprafeței solare oscilează vertical cu o perioadă de cca. 5 minute. Calculele lui R. Ulrich și K. Wolf au arătat că undele sonore excitate de mișcările turbulente ale gazului în zona convectivă aflată sub fotosferă se pot manifesta în acest fel. În ea, ca și într-o țeavă de orgă, sunt amplificate doar acele sunete, a căror lungime de undă se încadrează exact în grosimea zonei. În 1974, omul de știință german F. Debner a confirmat experimental calculele lui Ulrich și Wolff. De atunci, observarea oscilațiilor de 5 minute a devenit o metodă puternică de studiere a structurii interne a Soarelui. Analizându-le, am reușit să aflăm că: 1) grosimea zonei convective este de cca. 27% din raza Soarelui; 2) nucleul Soarelui se rotește probabil mai repede decât suprafața; 3) conținutul de heliu din interiorul Soarelui este de cca. 40% din greutate. Au fost raportate și oscilații cu perioade cuprinse între 5 și 160 min. Aceste unde sonore mai lungi pot pătrunde mai adânc în interiorul Soarelui, ceea ce va ajuta la înțelegerea structurii interiorului solar și, eventual, la rezolvarea problemei deficienței de neutrini solari.
ATMOSFERA SOARElui
Fotosferă. Acesta este un strat translucid gros de câteva sute de kilometri, reprezentând suprafața „vizibilă” a Soarelui. Deoarece atmosfera de deasupra este practic transparentă, radiația, ajungând la fundul fotosferei, o părăsește liber și scapă în spațiu. Incapabile să absoarbă energie, straturile superioare ale fotosferei trebuie să fie mai reci decât cele inferioare. Dovada acestui lucru poate fi văzută în fotografiile Soarelui: în centrul discului, unde grosimea fotosferei de-a lungul liniei de vedere este minimă, este mai strălucitoare și mai albastră decât la margine (pe „membrul” ) a discului. În 1902, calculele lui A. Schuster, și mai târziu - E. Milne și A. Eddington, au confirmat că diferența de temperatură în fotosferă este exact de așa natură încât să asigure transferul radiației printr-un gaz translucid din straturile inferioare către cele superioare. cele. Principala substanță care absoarbe și re-radiază lumina în fotosferă sunt ionii negativi de hidrogen (atomi de hidrogen cu un electron suplimentar atașat).
Spectrul Fraunhofer. Lumina solară are un spectru continuu cu linii de absorbție descoperite de J. Fraunhofer în 1814; ele indică faptul că, pe lângă hidrogen, în atmosfera Soarelui sunt prezente multe alte elemente chimice. Liniile de absorbție se formează în spectru deoarece atomii straturilor superioare mai reci ale fotosferei absorb lumina care vine de jos la anumite lungimi de undă și nu o radiază la fel de intens ca straturile inferioare fierbinți. Distribuția luminozității în cadrul liniei Fraunhofer depinde de numărul și starea atomilor care o produc, de exemplu. privind compoziția chimică, densitatea și temperatura gazului. Prin urmare, o analiză detaliată a spectrului Fraunhofer face posibilă determinarea condițiilor din fotosferă și a compoziției sale chimice (Tabelul 2). Masa 2.
COMPOZIȚIA CHIMĂ A FOTOSFEREI SOARELE
Element Logaritmul numărului relativ de atomi
Hidrogen _________12.00
Heliu ___________11.20
Carbon __________8.56
Azot _____________7,98
Oxigen _________9.00
Sodiu ___________6,30
Magneziu ___________7.28
Aluminiu _________6.21
Siliciu __________7,60
Sulf _____________7.17
Calciu __________6.38
Chrome _____________ 6.00
Fier de calcat ___________6.76
Cel mai abundent element după hidrogen este heliul, care dă o singură linie în spectrul optic. Prin urmare, conținutul de heliu din fotosferă nu este măsurat foarte precis și este judecat din spectrele cromosferei. Nu au fost observate variații în compoziția chimică a atmosferei Soarelui.
Vezi si GAMĂ .
Granulare. Fotografiile fotosferei realizate în lumină albă în condiții foarte bune de observare arată puncte mici luminoase - „granule” separate de goluri întunecate. Diametru granule aprox. 1500 km. Apar și dispar în mod constant, rămânând 5-10 minute. Astronomii au bănuit de mult că granularea fotosferei este asociată cu mișcările convective ale gazului încălzit de jos. Măsurătorile spectrale efectuate de J. Beckers au demonstrat că în centrul granulei, gazul fierbinte plutește cu adevărat cu viteză. BINE. 0,5 km/s; apoi se răspândește în lateral, se răcește și coboară încet de-a lungul marginilor întunecate ale granulelor.
Supergranulare. R. Leighton a descoperit că fotosfera este, de asemenea, împărțită în celule mult mai mari, cu un diametru de cca. 30.000 km - „supergranule”. Supergranularea reflectă mișcarea materiei în zona convectivă sub fotosferă. În centrul celulei, gazul se ridică la suprafață, se răspândește în lateral cu o viteză de aproximativ 0,5 km/s și cade în jos la marginile sale; fiecare celulă trăiește aproximativ o zi. Mișcarea gazului în supergranule modifică constant structura câmpului magnetic din fotosferă și cromosferă. Gazul fotosferic este un bun conductor de electricitate (deoarece unii dintre atomii săi sunt ionizați), astfel încât liniile câmpului magnetic par a fi înghețate în el și sunt transferate prin mișcarea gazului la limitele supergranulelor, unde sunt concentrate și câmpul puterea crește.
Pete solare.În 1908, J. Hale a descoperit un câmp magnetic puternic în petele solare, care iese din adâncuri la suprafață. Inducția sa magnetică este atât de mare (până la câteva mii de gauss) încât gazul ionizat însuși este forțat să-și subordoneze mișcarea configurației câmpului; în pete, câmpul încetinește amestecarea convectivă a gazului, ceea ce îl face să se răcească. Prin urmare, gazul din punct este mai rece decât gazul fotosferic din jur și arată mai întunecat. Petele au de obicei un miez întunecat - o „umbră” - și o „penumbră” mai deschisă înconjurând-o. De obicei, temperatura lor este cu 1500 și, respectiv, 400 K, mai mică decât în fotosfera înconjurătoare.
Pata își începe creșterea de la un mic „por” întunecat cu un diametru de 1500 km. Majoritatea porilor dispar într-o zi, dar petele crescute din ei rămân săptămâni întregi și ating un diametru de 30.000 km. Detaliile creșterii și degradarii petelor solare nu sunt pe deplin înțelese. De exemplu, nu este clar dacă tuburile magnetice ale spotului sunt comprimate de mișcarea orizontală a gazului sau dacă sunt deja gata să „ieșească” de sub suprafață. R. Howard și J. Harvey au descoperit în 1970 că petele se deplasează spre rotația generală a Soarelui mai repede decât fotosfera din jur (cu aproximativ 140 m/s). Acest lucru indică faptul că petele sunt asociate cu straturile subfotosferice, care se rotesc mai repede decât suprafața vizibilă a Soarelui. De obicei, de la 2 la 50 de puncte sunt combinate într-un grup, adesea având o structură bipolară: la un capăt al grupului există pete cu o polaritate magnetică, iar la celălalt - de cea opusă. Dar există și grupuri multipolare. Numărul de puncte de pe discul solar se modifică în mod regulat cu o perioadă de aprox. 11 ani. La începutul fiecărui ciclu apar noi pete la latitudini solare mari (± 50°). Pe măsură ce ciclul se dezvoltă și numărul de pete solare crește, acestea apar la latitudini tot mai joase. Sfârșitul ciclului este marcat de nașterea și dezintegrarea mai multor pete solare în apropierea ecuatorului (± 10°). În timpul ciclului, majoritatea petelor solare „de frunte” (vestice) din grupurile bipolare au aceeași polaritate magnetică și este diferită în emisferele nordice și sudice ale Soarelui. În următorul ciclu, polaritatea punctelor principale se inversează. Prin urmare, se vorbește adesea despre un ciclu complet de 22 de ani de activitate solară. Există încă mult mister în natura acestui fenomen.
campuri magnetice.În fotosferă, un câmp magnetic cu o inducție de peste 50 G este observat numai în petele solare, în regiunile active din jurul petelor solare și, de asemenea, la granițele supergranulelor. Dar L. Stenflo și J. Harvey au găsit indicii indirecte că câmpul magnetic al fotosferei este de fapt concentrat în tuburi subțiri cu un diametru de 100-200 km, unde inducerea sa este de la 1000 la 2000 gauss. Regiunile magnetice active diferă de regiunile liniștite doar prin numărul de tuburi magnetice pe unitate de suprafață. Probabil, câmpul magnetic solar este generat în adâncurile zonei convective, unde gazul fierbinte răsucește câmpul inițial slab în fascicule magnetice puternice. Rotația diferențială a materiei așează aceste fascicule de-a lungul paralelelor, iar când câmpul din ele devine suficient de puternic, ele plutesc în fotosferă, străpungându-se în sus în arcade separate. Probabil așa se nasc petele, deși încă sunt multe neclare despre acest lucru. Procesul de dezintegrare spot a fost studiat mult mai pe deplin. Supergranulele care plutesc în sus la marginile regiunii active captează tuburile magnetice și le despart. Treptat câmpul general slăbește; conectarea accidentală a tuburilor de polaritate opusă duce la distrugerea lor reciprocă.
Cromosferă. Între fotosfera relativ rece, densă și corona fierbinte, rarefiată, se află cromosfera. Lumina slabă a cromosferei nu este de obicei vizibilă pe fundalul fotosferei strălucitoare. Poate fi văzută ca o fâșie îngustă deasupra limbului Soarelui atunci când fotosfera este închisă în mod natural (în momentul unei eclipse totale de soare) sau artificial (într-un telescop special - un coronograf). Cromosfera poate fi studiată și pe întregul disc solar dacă se fac observații într-un interval îngust al spectrului (aproximativ 0,5) lângă centrul unei linii puternice de absorbție. Metoda se bazează pe faptul că, cu cât absorbția este mai mare, cu atât este mai mică adâncimea la care privirea noastră pătrunde în atmosfera Soarelui. Pentru astfel de observații, se folosește un spectrograf cu un design special - un spectroheliograf. Spectroheliogramele arată că cromosfera este neomogenă: este mai strălucitoare deasupra petelor solare și de-a lungul limitelor supergranulare. Deoarece în aceste regiuni câmpul magnetic este îmbunătățit, este evident că energia este transferată din fotosferă în cromosferă cu ajutorul ei. Probabil, este purtat de undele sonore excitate de mișcarea turbulentă a gazului din granule. Dar mecanismele de încălzire a cromosferei nu sunt încă înțelese în detaliu. Cromosfera radiază puternic în intervalul ultraviolet dur (500-2000), care este inaccesibil pentru observație de la suprafața Pământului. De la începutul anilor 1960, multe măsurători importante ale radiațiilor ultraviolete din atmosfera superioară a soarelui au fost făcute folosind rachete și sateliți de mare altitudine. Peste 1000 de linii de emisie ale diferitelor elemente au fost găsite în spectrul său, inclusiv linii de carbon ionizat multiplicat, azot și oxigen, precum și seria principală de hidrogen, heliu și ionul de heliu. Studiul acestor spectre a arătat că trecerea de la cromosferă la coroană are loc pe un segment de numai 100 km, unde temperatura crește de la 50.000 la 2.000.000 K. S-a dovedit că încălzirea cromosferei vine în mare măsură de la corona prin conductie termica. În apropierea grupurilor de pete solare din cromosferă se observă structuri fibroase luminoase și întunecate, adesea alungite în direcția câmpului magnetic. Peste 4000 km, sunt vizibile formațiuni denivelate, zimțate, evoluând destul de rapid. Când se observă membrul din centrul primei linii Balmer de hidrogen (Ha), cromosfera la aceste înălțimi este plină cu multe spicule - nori subțiri și lungi de gaz fierbinte. Se știu puține lucruri despre ei. Diametrul unui spicul individual este mai mic de 1000 km; ea traieste ok. 10 minute. Cu o viteza de aprox. La 30 km/s, spiculele se ridică la o înălțime de 10.000-15.000 km, după care fie se dizolvă, fie cad. Judecând după spectru, temperatura spiculelor este de 10.000-20.000 K, deși corona care le înconjoară la aceste altitudini este încălzită la cel puțin 600.000 K. Avem impresia că spiculele sunt secțiuni ale unei cromosfere relativ reci și dense, care se ridică temporar într-o coroană fierbinte rarefiată. Numărarea în limitele supergranulelor arată că numărul de spicule la nivelul fotosferei corespunde numărului de granule; probabil că există o legătură fizică între ele.
Clipește. Cromosfera de deasupra unui grup de pete solare poate deveni brusc mai strălucitoare și poate elibera o parte de gaz. Acest fenomen, numit „flash”, este unul dintre cele mai greu de explicat. Blițurile radiază puternic în întreaga gamă de unde electromagnetice - de la radio la raze X și, de asemenea, emit adesea fascicule de electroni și protoni la o viteză relativistă (adică aproape de viteza luminii). Ele excită unde de șoc în mediul interplanetar care ajung pe Pământ. Erupțiile apar mai des în apropierea grupurilor de pete solare cu o structură magnetică complexă, mai ales atunci când o nouă pată solară începe să crească rapid într-un grup; astfel de grupuri produc mai multe focare pe zi. Focarele slabe apar mai des decât cele puternice. Cele mai puternice erupții ocupă 0,1% din discul solar și durează câteva ore. Energia totală a erupției este de 1023-1025 J. Spectrele de raze X ale erupțiilor obținute de satelitul SMM (Solar Maximum Mission) au făcut posibilă înțelegerea mai bună a naturii erupțiilor. Debutul erupției poate marca o explozie de raze X cu o lungime de undă a fotonului mai mică de 0,05, cauzată, după cum arată spectrul său, de un flux de electroni relativiști. În câteva secunde, acești electroni încălzesc gazul din jur la 20.000.000 K și devine o sursă de radiație de raze X în intervalul 1-20, de sute de ori mai mare decât fluxul din acest interval de la Soarele liniștit. La această temperatură, atomii de fier pierd 24 din cei 26 de electroni. Apoi gazul se răcește, dar continuă să emită raze X. Blițul emite și în raza radio. P. Wild din Australia și A. Maxwell din SUA au studiat dezvoltarea unei erupții folosind analogul radio al unui spectrograf - un „analizor dinamic de spectru” care înregistrează modificările puterii și frecvenței radiațiilor. S-a dovedit că frecvența radiației în primele câteva secunde ale fulgerului scade de la 600 la 100 MHz, ceea ce indică faptul că o perturbație se propagă prin coroană cu o viteză de 1/3 din viteza luminii. În 1982, radioastronomii din SUA, folosind interferometrul radio VLA în buc. New Mexico și datele de la satelitul SMM au rezolvat detalii fine în cromosferă și coroană în timpul izbucnirii. Deloc surprinzător, acestea s-au dovedit a fi bucle, probabil de natură magnetică, în care se eliberează energie, care încălzește gazul în timpul fulgerului. În etapa finală a erupției, electronii relativiști capturați de câmpul magnetic continuă să radieze unde radio extrem de polarizate, mișcându-se în spirală în jurul liniilor câmpului magnetic deasupra regiunii active. Această radiație poate continua câteva ore după bliț. Deși gazul este întotdeauna aruncat din regiunea fulgerului, viteza acestuia nu depășește de obicei viteza de evacuare de la suprafața Soarelui (616 km/s). Cu toate acestea, erupțiile emit adesea fluxuri de electroni și protoni care ajung pe Pământ în 1-3 zile și provoacă aurore și perturbări ale câmpului magnetic pe acesta. Aceste particule cu energii care ajung la miliarde de electroni volți sunt foarte periculoase pentru astronauții aflați pe orbită. Prin urmare, astronomii încearcă să prezică erupțiile solare studiind configurația câmpului magnetic din cromosferă. Structura complexă a câmpului, cu linii de câmp răsucite gata de reconectare, indică posibilitatea unei erupții.
Proeminențe. Proeminențele solare sunt mase relativ reci de gaz care apar și dispar într-o coroană fierbinte. Când sunt observați cu un coronagraf în linia Ha, sunt vizibili pe limbul Soarelui ca nori strălucitori pe un fundal întunecat al cerului. Dar atunci când sunt observate cu un spectroheliograf sau cu filtre de interferență Lyot, ele arată ca niște filamente întunecate pe fundalul unei cromosfere strălucitoare.
Formele de proeminență sunt extrem de diverse, dar se pot distinge mai multe tipuri principale. Proeminențele petelor solare sunt ca niște perdele de până la 100.000 km lungime, 30.000 km înălțime și 5.000 km grosime. Unele proeminențe au o structură ramificată. Proeminențele rare și frumoase în formă de buclă au o formă rotunjită cu un diametru de cca. 50.000 km. Aproape toate proeminențele au o structură fină de filamente gazoase, repetând probabil structura câmpului magnetic; adevărata natură a acestui fenomen nu este clară. Gazul din proeminențe curge de obicei în jos cu o viteză de 1–20 km/s. Excepție fac „sergi” - proeminențe care zboară în sus de la suprafață cu o viteză de 100-200 km/s, iar apoi cad înapoi mai încet. Proeminențele se nasc la marginile grupurilor de pete solare și pot persista pentru mai multe revoluții ale Soarelui (adică câteva luni pământești). Spectrele proeminențelor sunt similare cu spectrele cromosferei: linii strălucitoare de hidrogen, heliu și metale pe fundalul unei radiații continue slabe. De obicei, liniile de emisie ale proeminențelor liniștite sunt mai subțiri decât liniile cromosferice; acest lucru se datorează probabil numărului mai mic de atomi în linia de vedere în proeminență. O analiză a spectrelor indică faptul că temperatura proeminențelor liniștite este de 10.000-20.000 K, iar densitatea este de aproximativ 1010 at./cm3. Proeminențele active arată linii de heliu ionizat, indicând o temperatură mult mai ridicată. Gradientul de temperatură în proeminențe este foarte mare, deoarece acestea sunt înconjurate de o coroană cu o temperatură de 2.000.000 K. Numărul de proeminențe și distribuția lor în latitudine pe parcursul unui ciclu de 11 ani repetă distribuția petelor solare. Cu toate acestea, la latitudini mari există o a doua centură de proeminențe, care se deplasează spre pol în perioada maximului ciclului. De ce se formează proeminențe și ce le susține într-o coroană rarefiată nu este complet clar.
Coroană. Partea exterioară a Soarelui - corona - strălucește slab și este vizibilă cu ochiul liber doar în timpul eclipselor totale de soare sau cu ajutorul unui coronograf. Dar este mult mai strălucitor în raze X și în raza radio.
Vezi si ASTRONOMIE EXTRAATMOSFERICĂ. Corona strălucește puternic în intervalul de raze X, deoarece temperatura sa este de la 1 la 5 milioane K, iar în momentele focarelor ajunge la 10 milioane K. Spectrele de raze X ale coroanei au început recent să fie obținute de la sateliți, iar cele optice au fost studiate de mulți ani în perioada eclipselor totale. Aceste spectre conțin linii de atomi multipli ionizați de argon, calciu, fier, siliciu și sulf, care se formează numai la temperaturi peste 1.000.000 K.
Lumina albă a coroanei, care în timpul unei eclipse este vizibilă până la o distanță de 4 raze solare, se formează ca urmare a împrăștierii radiației fotosferice de către electronii liberi în coroană. Prin urmare, modificarea luminozității coroanei cu înălțimea indică distribuția electronilor și, deoarece elementul principal este hidrogen complet ionizat, la fel este și distribuția densității gazului. Structurile coronale sunt clar împărțite în deschise (raze și perii polari) și închise (bucle și arcade); gazul ionizat repetă exact structura câmpului magnetic din coroană, deoarece nu se poate deplasa peste liniile de forță. Deoarece câmpul iese din fotosferă și este asociat cu ciclul petelor solare de 11 ani, aspectul coroanei se modifică în timpul acestui ciclu. În perioada de minim, corona este densă și strălucitoare doar în centura ecuatorială, dar pe măsură ce ciclul se dezvoltă, razele coronare apar la latitudini mai mari, iar la maxim pot fi văzute la toate latitudinile. Din mai 1973 până în ianuarie 1974, corona a fost observată în mod continuu de 3 echipaje de astronauți de la stația orbitală Skylab. Datele lor au arătat că „găurile coronale”, în care temperatura și densitatea gazului sunt reduse semnificativ, sunt zone din care gazul zboară în spațiul interplanetar cu viteză mare, creând fluxuri puternice în vântul solar calm. Câmpurile magnetice din găurile coronale sunt „deschise”, adică extins departe în spațiu, permițând gazului să scape de coroană. Aceste configurații de câmp sunt destul de stabile și pot persista în perioada de activitate solară minimă până la doi ani. Orificiul coronal și fluxul asociat acesteia se rotesc împreună cu suprafața Soarelui cu o perioadă de 27 de zile și, dacă fluxul lovește Pământul, de fiecare dată provoacă furtuni geomagnetice. Bilanțul energetic al atmosferei externe a Soarelui. De ce are Soarele o coroană atât de fierbinte? Până să știm. Dar există o ipoteză destul de rezonabilă că undele sonore și magnetohidrodinamice (MHD), care sunt generate de mișcările turbulente ale gazului sub fotosferă, transferă energie în atmosfera exterioară. Intrând în straturile superioare rarefiate, aceste unde devin unde de șoc, iar energia lor se disipează, încălzind gazul. Undele sonore încălzesc cromosfera inferioară, în timp ce undele MHD se propagă de-a lungul liniilor câmpului magnetic mai departe în coroană și o încălzesc. O parte din căldura de la coroană datorită conductivității termice ajunge în cromosferă și este radiată în spațiu acolo. Restul căldurii menține radiația coronală în bucle închise și accelerează fluxurile vântului solar în găurile coronale.
Vezi si
Soarele, corpul central al sistemului solar, este o minge fierbinte de gaz. Este de 750 de ori mai masiv decât toate celelalte corpuri din sistemul solar combinate. De aceea, totul în sistemul solar poate fi considerat, în general, ca se învârte în jurul soarelui. Soarele depășește Pământul de peste 330.000 de ori. Un lanț de 109 planete ca a noastră ar putea fi plasat pe diametrul solar. Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ și singura stea al cărei disc este vizibil cu ochiul liber. Toate celelalte stele aflate la ani lumină de noi, chiar și atunci când sunt privite prin cele mai puternice telescoape, nu dezvăluie niciun detaliu al suprafețelor lor. Lumina de la Soare ajunge la noi în 8 și a treia minute.
Soarele se repezi în direcția constelației Hercule pe o orbită în jurul centrului galaxiei noastre, depășind mai mult de 200 de km în fiecare secundă. Soarele și centrul galaxiei sunt separate de un abis de 25.000 de ani lumină. Un abis similar se află între Soare și periferia Galaxiei. Steaua noastră este situată în apropierea planului galactic, nu departe de granița unuia dintre brațele spirale.
Dimensiunea Soarelui (1392.000 km în diametru) este foarte mare după standardele Pământului, dar astronomii, în același timp, îl numesc pitică galbenă - în lumea stelelor, Soarele nu iese în evidență în nimic special. Cu toate acestea, în ultimii ani, există din ce în ce mai multe argumente în favoarea unor neobișnuiți a Soarelui nostru. În special, Soarele emite mai puține radiații ultraviolete decât alte stele de același tip. Soarele are mai multă masă decât stelele similare. În plus, aceste stele foarte asemănătoare cu Soarele sunt văzute în inconstanță, își schimbă luminozitatea, adică sunt stele variabile. Soarele nu își schimbă vizibil luminozitatea. Toate acestea nu sunt un motiv de mândrie, ci baza pentru cercetări mai detaliate și verificări serioase.
Puterea de radiație a Soarelui este de 3,8 * 1020 MW. Doar aproximativ o jumătate de miliardime din energia totală a Soarelui ajunge pe Pământ. Imaginați-vă o situație în care 15 apartamente standard de 45 mp. inundat până în tavan cu apă. Dacă această cantitate de apă este întreaga ieșire a Soarelui, atunci Pământul va avea mai puțin de o linguriță. Dar datorită acestei energii are loc ciclul apei pe Pământ, vânturile bat, viața s-a dezvoltat și se dezvoltă. Toată energia ascunsă în combustibilii fosili (petrol, cărbune, turbă, gaz) este și ea inițial energia Soarelui.
Soarele își radiază energia în toate lungimile de undă. Dar într-un mod diferit. 48% din energia radiației se află în partea vizibilă a spectrului, iar maximul corespunde culorii galben-verde. Aproximativ 45% din energia pierdută de Soare este transportată de razele infraroșii. Razele gamma, razele X, radiațiile ultraviolete și radio reprezintă doar 8%. Cu toate acestea, radiația Soarelui în aceste intervale este atât de puternică încât este foarte vizibilă la distanțe chiar și de sute de raze solare. Magnetosfera și atmosfera Pământului ne protejează de efectele nocive ale radiațiilor solare.
Principalele caracteristici ale Soarelui
| Greutate | 1,989*10 30 kg |
| Masa (în mase Pământului) | 332,830 |
| Raza la ecuator | 695000 km |
| Raza la ecuator (în razele Pământului) | 108,97 |
| Densitate medie | 1410 kg/m 3 |
| Durata zilei siderale (perioada de rotație) | 25,4 zile (ecuator) - 36 de zile (poli) |
| A doua viteză spațială (viteza de evacuare) | 618,02 km/s |
| Distanța de la centrul galaxiei | 25.000 de ani lumină |
| Perioada de revoluție în jurul centrului galaxiei | ~200 Ma |
| Viteza de mișcare în jurul centrului galaxiei | 230 km/s |
| Temperatura suprafeței | 5800–6000 K |
| Luminozitate | 3,8 * 10 26 W(3,827*10 33 erg/sec) |
| Vârsta estimată | 4,6 miliarde de ani |
| Mărimea absolută | +4,8 |
| Mărimea relativă | -26,8 |
| Clasa spectrală | G2 |
| Clasificare | pitic galben |
|
Compoziția chimică (după numărul de atomi) |
|
| Hidrogen | 92,1% |
| Heliu | 7,8% |
| Oxigen | 0,061% |
| Carbon | 0,030% |
| Azot | 0,0084% |
| Neon | 0,0076% |
| Fier | 0,0037% |
| Siliciu | 0,0031% |
| Magneziu | 0,0024% |
| Sulf | 0,0015% |
| Alte | 0,0015% |
Crezi că știi totul despre steaua noastră? Vă prezentăm fapte interesante despre Soare. Unele, probabil că le știi deja, în timp ce altele vor fi complet neașteptate pentru tine.
Lista celor mai interesante fapte
1. Soarele și sistemul solar
Trăim pe planetă și credem că Pământul este un membru egal al sistemului solar. Realitatea este că masa stelei centrale este de 99,8% din masa sistemului solar. Și cea mai mare parte din restul de 0,2% vine la Jupiter. Astfel, masa Pământului este de sutimi din masa sistemului solar.
2. Steaua noastră este în mare parte hidrogen și heliu.
Soarele este compus în proporție de 74% hidrogen și 24% heliu. Restul de 2% include o cantitate mică de fier, nichel, oxigen. Cu alte cuvinte, sistemul solar este alcătuit în mare parte din hidrogen.
3. Soarele este foarte strălucitor
Știm că există stele uimitor de mari și strălucitoare, precum Sirius sau Betelgeuse. Dar sunt incredibil de departe. Lumina noastră este o stea relativ strălucitoare. Dacă ai putea lua cele mai apropiate 50 de stele în termen de 17 ani lumină de Pământ, atunci ar fi a 4-a stea cea mai strălucitoare.
4. Soarele este uriaș, dar mic în același timp.
Diametrul său este de 109 ori mai mare decât cel al Pământului, 1300 de mii de Pământuri ar putea încăpea în el. Dar există stele mult mai mari al căror diametru ar ajunge aproape pe orbita lui Saturn dacă steaua ar fi plasată în interiorul sistemului solar.
5. Vârsta medie 4,5 miliarde de ani
Astronomii cred că steaua noastră s-a format acum aproximativ 4590 de milioane de ani. După aproximativ 5 miliarde de ani, va intra în stadiul de gigantă roșie și se va umfla, apoi, după ce și-a pierdut straturile exterioare, se va transforma într-o pitică albă.
6. Soarele are o structură stratificată
Deși lumina noastră arată ca o minge de foc care arde, are de fapt o structură internă împărțită în straturi. Suprafața vizibilă, numită fotosferă, este încălzită la aproximativ 6.000 de grade Kelvin. Sub ea este o zonă de convecție, unde căldura se deplasează încet de la centru la suprafață, iar materia stelară răcită cade în jos. Această zonă începe la o distanță de 70% din rază. Sub zona de convecție se află centura de radiații. În această zonă, căldura este transferată prin radiație. Miezul se extinde de la centru la o distanta de 0,2 raze solare. Acesta este locul unde temperatura atinge 13,6 milioane de grade Kelvin, iar moleculele de hidrogen fuzionează în heliu.
7. Soarele poate distruge toată viața de pe Pământ
De fapt, soarele se încălzește încet. Devine cu 10% mai luminos la fiecare miliard de ani. Pentru întregul miliard de ani, căldura va fi atât de intensă încât apa lichidă nu va putea exista pe suprafața Pământului. Viața pe Pământ va dispărea pentru totdeauna. Bacteriile vor putea trăi sub pământ, dar suprafața planetei va fi pârjolită și de nelocuită. În 7 miliarde de ani, se va transforma într-o gigantă roșie, iar înainte de a se extinde, Soarele va trage Pământul spre sine și va distruge întreaga planetă.
8. Piesele sale diferite se rotesc cu viteze diferite
Spre deosebire de planete, Soarele este o sferă imensă de hidrogen. Din acest motiv, piese diferite se rotesc cu viteze diferite. Puteți vedea cât de repede se rotește suprafața urmărind mișcarea petelor pe suprafață. O rotație la ecuator durează 25 de zile, în timp ce la poli, o rotație completă poate dura 36 de zile.
9. Atmosfera exterioară este mai fierbinte decât suprafața sa
Suprafața are o temperatură de 6000 de grade Kelvin. Dar aceasta este mult mai mică decât temperatura atmosferei stelei. Deasupra suprafeței se află o regiune a atmosferei numită cromosferă, temperatura acesteia poate ajunge la 100.000 K. Chiar și regiunile mai îndepărtate, numite coroană, ajung la temperaturi de 1 milion K.
10 Există nave spațiale care o studiază chiar acum
Cea mai faimoasă navă spațială trimisă spre observare a fost lansată în decembrie 1995 și se numește SOHO. SOHO urmărește constant lumina noastră. În 2006, au fost lansate două vehicule ale misiunii STEREO. Cele două ambarcațiuni au fost concepute pentru a vedea activitatea din două puncte de vedere diferite, oferind modele 3D ale stelei noastre și permițând astronomilor să prezică mai precis vremea în spațiu.
