---

Температура Солнца

Хотя на поверхности Солнца нет никаких пожаров, фотосфера бурлит, демонстрируя эффекты лежащей в ее основе конвекции. Фотоны, идущие снизу, захваченные нижележащими слоями, в конце концов улетучиваются. Это приводит к резкому падению температуры и плотности.

Температура на видимой поверхности Солнца составляет около 5800 К, но падает до минимума около 4000 К примерно в 500 километрах над фотосферой. Плотность, примерно 10-7 грамм на кубический сантиметр (г/см3), падает в 2,7 раза каждые 150 километров.

Солнечная атмосфера на самом деле представляет собой вакуум по большинству стандартов, общая плотность выше любого квадратного сантиметра составляет около 1 грамма, что примерно в 1000 раз меньше, чем сопоставимая масса в атмосфере Земли.

Можно видеть сквозь атмосферу Земли, но не сквозь атмосферу Солнца, потому что первая неглубока, и молекулы поглощают только излучение, лежащее за пределами видимого спектра.

Фотосфера

Фотосфера - это часть Солнца, видимая в обычном свете. На его изображении видны две доминирующие черты: потемнение по направлению к внешним областям, называемое потемнением конечностей, и тонкая структура , похожая на рисовое зерно, называемая грануляцией. Затемнение происходит просто потому, что температура падает; когда вы смотрите на край солнца, вы видите свет от более высоких, более холодных и более темных слоев.

Гранулы это конвективные ячейки которые приносят энергию снизу вверх. Каждая ячейка имеет около 1500 километров в поперечнике. Срок службы гранул составляет около 25 минут, в течение которых горячий газ поднимается в них со скоростью около 300 метров в секунду. Затем они распадаются, либо исчезая, либо взрываясь в расширяющееся кольцо гранул.

Гранулы

Гранулы встречаются по всему Солнцу. Считается, что паттерн взрыва формирует окружающие гранулы в виде паттерна, называемого мезогрануляцией, хотя существование этого паттерна является спорным. Более крупный, бесспорный паттерн, называемый супергрануляцией, представляет собой сеть внешних скоростей потоки, каждый около 30 000 км в поперечнике, что, вероятно, связано с большой конвективной зоной, а не с относительно небольшими гранулами. Поток концентрирует поверхностные магнитные поля на границах ячеек супергрануляции, создавая сеть элементов магнитного поля.

Фотосферные магнитные поля распространяются вверх в атмосферу, где сверхгранулярная картина доминирует над проводящим газом. Хотя температура над средними участками поверхности продолжает падать, она падает не так быстро, как на краях сети, и изображение Солнца на длине волны, поглощенной несколько выше поверхности, показывает, что края сети яркие. Это происходит во всем ультрафиолетовом диапазоне.

Фраунгофер был первым, кто наблюдал солнечный спектр, обнаружив излучение во всех цветах со многими темными линиями на определенных длинах волн. Он присвоил этим линиям буквы, под которыми некоторые из них известны до сих пор, такие как D-линии натрия, G-полоса и K-линии ионизированного кальция.

Но именно немецкий физик Густав Р. Кирхгоф объяснил значение линий, объяснив, что темные линии образуются в более холодных верхних слоях, поглощая свет, выходящий снизу. Сравнивая эти линии с лабораторными данными, мы можем выявить элементы, ответственные за их состояние ионизацию и возбуждение.

Видимый солнечный спектр, с заметными линиями Фраунгофера, представляющими длины волн, при которых свет поглощается элементами:

Видимые спектральные линии - это те, которые, как ожидается, будут обычными при 6000 К, где тепловая энергия каждой частицы составляет около 0,5 вольта. Наиболее распространенные элементы, водород и гелий, трудно возбудимы, в то время как атомы , такие как железо, натрий и кальций, имеют множество линий, легко возбуждаемых при этой температуре.

Самые сильные линии в видимом спектре - это линии H и K (буквы Фраунгофера) ионизированного кальция. Потому что кальций легко ионизируется, и эти линии представляют собой переходы, в которых энергия поглощается ионами в основном, или самом низком энергетическом, состоянии.

В относительно низкой плотности фотосферы и выше, где атомы только освещены снизу электроны имеют тенденцию падать в основное состояние, так как возбуждение низкое. D-линии натрия слабее, чем Ca K, потому что большая часть натрия ионизирована и не поглощает излучение.

Интенсивность линий определяется как количеством конкретного элемента и состоянием его ионизации, так и возбуждением атомного энергетического уровня, вовлеченного в линию. Работая назад, можно получить изобилие большинства элементов на Солнце. Этот набор изобилий встречается с большой регулярностью во всей вселенной; он обнаруживается в таких разнообразных объектах , как квазары, метеориты и новые звезды. Солнце состоит примерно на 90% из водорода по числу атомов и на 9,9% из гелия. Остальные атомы состоят из более тяжелых элементов, особенно углерода, азота, кислорода, магния, кремния и железа, что составляет всего 0,1 процента по количеству.