Зоны излучения Солнца
Радиационная зона Солнца
Радиационная зона очень плотная и непрозрачная. Фотоны проходят через её длинный, беспорядочно зигзагообразный путь. Чтобы пройти через эту зону, требуется энергия сотен тысяч лет или, по некоторым оценкам, миллионов лет. Гамма-излучение фотонов может перемещаться только на небольшое расстояние, прежде чем столкнуться с другими частицами и быть рассеянным. Далее вовне фотоны сталкиваются с атомами, которые поглощают энергию, а затем перестраивают ее. Атомы перестраивают энергию на все более длинных длинах волн и более низких энергиях. К тому времени, как энергия покидает солнце, большая ее часть находится в виде видимого света и инфракрасного излучения (тепла).
Зона конвекции Солнца
Вокруг зоны излучения находится более прохладная область, называемая зоной конвекции. Она занимает около 30 % внешней поверхности Солнца. В этой зоне большие потоки горячих газов пузырятся вверх, в то время как более холодная, более плотная материя тонет (подобно циркуляции в кастрюле с овсянкой или кипящей на плите воде). Эти потоки, называемые конвекционными, переносят энергию на поверхность Солнца, в фотосферу.
Фотосфера Солнца
Фотосфера (что означает “сфера света”) - это самый нижний слой Солнца, видимый с Земли. Этот тонкий слой является самым низким уровнем в атмосфере Солнца. Энергия, наконец, ускользает от солнца из фотосферы, поэтому она значительно холоднее, чем солнечная внутренность. Температура на видимой поверхности составляет около 5800К (10 000 ° F). Солнечная атмосфера также значительно менее плотна, чем внутренняя.
Фотосфера имеет определенную структуру. Она покрыта гранулами, или светящимися зернистыми областями, разделенными темными областями. Гранулы постоянно формируются и исчезают. Их зернистая структура является результатом конвекционных потоков, которые приносят горячие газы в фотосферу. Каждая гранула представляет собой конвективную ячейку, которая имеет несколько сотен миль в поперечнике. Горячая восходящая материя кажется яркой, в то время как более холодная тонущая материя кажется темной. Периодически на фотосфере появляются более крупные темные пятна, называемые солнечными пятнами.
Вся поверхность Солнца постоянно колеблется, или пульсирует, вверх и вниз. Эти вибрации происходят от движения миллионов звуковых волн и других видов волн, которые пойманы в ловушку внутри Солнца. Волны движутся внутрь и наружу через внутреннюю часть Солнца и заставляют его поверхность вибрировать, как поверхность звенящего колокола.
Хромосфера Солнца
Слой атмосферы над фотосферой называется хромосферой (что означает “сфера цвета”). Он виден как тонкое красноватое кольцо вокруг края Солнца во время полных солнечных затмений, когда гораздо более яркая фотосфера блокируется из поля зрения. Его также можно наблюдать с помощью телескопов с определенным типом фильтра (Альфа-водород). Хромосфера более горячая, чем фотосфера, и ее температура обычно повышается с высотой. Она отмечена бесчисленными струями или маленькими шипами материи, называемыми спикулами, которые постоянно формируются и исчезают, поднимаясь и падая обратно в течение нескольких минут. Большая часть солнечной “погоды” происходит в хромосфере. Это включает в себя сильные извержения, называемые солнечными вспышками.
Корона Солнца
Хромосфера окружена слабо светящейся, чрезвычайно тонкой внешней атмосферой, называемой короной. Поскольку корона в миллион раз тусклее солнечного диска, она обычно невидима. Её можно увидеть только тогда, когда свет фотосферы блокируется, как при полном солнечном затмении или с помощью специального типа телескопа, называемого коронографом. Затем корона появляется в виде серебристого ореола с длинными дугами и серпантинами.
Большая часть или весь объем короны состоит из петель и дуг горячей плазмы. Вопреки здравому смыслу, корона намного горячее, чем поверхность Солнца. Ученые считают, что энергия от солнечных магнитных полей нагревает корону, но механизм этого не совсем ясен. Температура короны обычно составляет около 2 000 000 К (3 600 000 °F) на своих внутренних уровнях. Однако эта температура является мерой энергии отдельных частиц в плазме. Плотность короны настолько мала и частицы вещества разбросаны так широко, что на самом деле корона не производит много тепла. Метеорит, проходящий через корону, не сгорает, как это обычно бывает в гораздо более холодной, но гораздо более плотной атмосфере Земли.
Хотя корона относительно слаба в видимом свете, она сильно испускает излучение в экстремальных ультрафиолетовых и рентгеновских длинах волн. Однако области короны периодически кажутся темными на этих длинах волн. Корона чрезвычайно тонка в этих темных областях, называемых корональными дырами.
Магнитное поле корональных дыр свободно открываются в пространство, и заряженные частицы устремляются по магнитным силовым линиям. (Магнитные силовые линии, или линии магнитного поля, показывают направление и силу магнитного поля. Заряженные частицы могут легко перемещаться в пространстве вдоль этих линий, но не поперек них.)
Магнитные поля и солнечная активность
Что ещё посмотреть: