Koostuu plasmasta ja kaasusta. Noin 91 % kaasusta on vetyä, jota seuraa heliumia. Aurinko on tärkein energianlähde kaikille maan eläville organismeille. Sen osuus aurinkokunnan kokonaismassasta on 99,86 %. Se on kirkkain Maan taivaalla havaittu kosminen kappale, ja Auringon lämpötila vaihtelee suuresti tähden ytimestä pintaan.

Auringon rakenne

Sun Core

Auringon ytimessä gravitaatiovoima johtaa valtaviin lämpötiloihin ja paineisiin. Täällä lämpötila voi nousta 15 miljoonaan celsiusasteeseen. Tämän alueen vetyatomit puristetaan ja fuusioidaan yhteen tuottamaan heliumia prosessissa, jota kutsutaan ydinfuusioksi. Ydinfuusio tuottaa valtavia määriä energiaa, joka säteilee kohti Auringon pintaa ja saavuttaa sen jälkeen maan. Ytimestä tuleva energia tunkeutuu konvektiiviselle alueelle.

Konvektiivinen vyöhyke

Tämä vyöhyke ulottuu yli 200 000 kilometriä ja lähestyy pintaa. Tällä vyöhykkeellä lämpötila laskee alle 2 miljoonan celsiusasteen. Plasman tiheys on tarpeeksi alhainen luomaan konvektiivisia virtoja ja kuljettamaan energiaa Auringon pinnalle. Vyöhykkeen lämpöpylväät luovat jäljen Auringon pintaan, mikä antaa sille rakeisen ulkonäön, jota kutsutaan suurimmassa mittakaavassa supergranulaatioksi ja pienimmässä mittakaavassa granulaatioksi.

Photosphere

Fotosfääri on auringon ulompi säteilevä kuori. Suurin osa tämän kerroksen energiasta virtaa kokonaan Auringosta. Kerros on kymmeniä tai satoja kilometrejä paksu, ja sen auringonpilkut ovat ympäröivää aluetta tummempia ja kylmempiä. Suurten auringonpilkkujen juurella lämpötila voi nousta 4 000 celsiusasteeseen. Fotosfäärin kokonaislämpötila on noin 5500 celsiusastetta. Auringosta tuleva energia havaitaan näkyvänä valona fotosfäärissä.

Kromosfääri

Kromosfääri on yksi Auringon ilmakehän kolmesta pääkerroksesta ja sen paksuus on 3000-5000 km. Se sijaitsee suoraan fotosfäärin yläpuolella. Kromosfääri ei yleensä ole näkyvissä, ellei ole täydellistä pimennystä, jonka aikana sen punertava valo ympäröi kuun levyä. Kerrosta ei yleensä havaita ilman erikoislaitteita fotosfäärin kirkkauden vuoksi. Kromosfäärin keskilämpötila on noin 4320 celsiusastetta.

kruunu

Korona ulottuu miljoonien kilometrien päähän avaruuteen ja on kromosfäärin tavoin helposti havaittavissa pimennyksen aikana. Koronan lämpötila voi nousta 2 miljoonaan celsiusasteeseen, ja juuri nämä korkeat lämpötilat antavat sille ainutlaatuiset spektriominaisuudet. Kun se jäähtyy ja menettää sekä säteilyä että lämpöä, materiaali puhalletaan pois aurinkotuulen muodossa.

Aurinkoenergian merkitys

Aurinkoenergian avulla kasvit voivat tuottaa omaa ravintoaan, jota muut elävät olennot kuluttavat. Auringonvalo antaa näön ja lämmittää vettä. Se on välttämätön hiilen ja öljytuotteiden muodostumiselle, ja se on myös tärkeä tekijä D-vitamiinin muodostumisessa, joka on välttämätön luuston kasvulle ihmiskehossa.

Lämpötila Auringon sisätiloissa

Auringon pinnan ominaisuuksien määrittäminen oli valtava saavutus - ensi silmäyksellä se näytti mahdottomalta. Kuinka paljon vaikeampaa, sanotte, onkaan tutkia Auringon sisäosia!

Jotkut johtopäätökset Auringon sisältä on kuitenkin melko helppo tehdä. Tiedämme esimerkiksi, että Auringon pinta säteilee jatkuvasti valtavan määrän lämpöä avaruuteen, mutta sen lämpötila ei kuitenkaan muutu.On selvää, että tämän lämmön on tultava sisältä samalla nopeudella, jolla se säteilee avaruuteen , ja tästä seuraa, että Auringon sisäosan on oltava kuumempi kuin sen pinta.

Koska Auringon pinta on jo niin kuuma. että kaikki tunnetut aineet muuttuvat höyryksi, ja koska Auringon sisäalueet ovat vieläkin kuumempia, päätelmä viittaa siihen, että koko Aurinko on kaasumainen, että se on vain superkuumaa kaasupallo. Jos näin on, voimme katsoa, ​​että tähtitieteilijät ovat erittäin onnekkaita, koska kaasujen ominaisuudet on helpompi määrittää kuin nesteiden ja kiinteiden aineiden ominaisuudet.

XX vuosisadan 20-luvulla. Englantilainen tähtitieteilijä Arthur Stanley Eddington (1882-1944) otti kysymyksen Auringon sisäisestä rakenteesta, sillä oletuksella, että tähdet ovat kaasupalloja.

Eddington päätteli, että aurinko on vain kaasupallo, niin jos vain oman painovoimansa vaikuttaisi siihen, se kutistuisi nopeasti. Ja koska näin ei tapahdu, se tarkoittaa, että painovoimaa tasapainottaa jokin muu voima, jonka toiminta on suunnattu sisältä ulos. Tällainen ulospäin suuntautuva voima voisi johtua kaasujen taipumuksesta laajentua korkean lämpötilan vaikutuksesta.

Auringon massan ja sen painovoiman perusteella Eddington laski vuonna 1926, mitä lämpötiloja tarvitaan tasapainottamaan gravitaatiovoima eri syvyyksillä Auringon pinnan alla. Hän sai uskomattomia lukuja. Auringon keskipisteen lämpötilan olisi pitänyt saavuttaa jättimäinen arvo 15 000 000 °C (nykyaikaisten laskelmien mukaan se on jopa korkeampi: 21 000 000 °C!)

Näiden tulosten hämmästyttävästä luonteesta huolimatta useimmat tähtitieteilijät olivat samaa mieltä. Ensinnäkin sellaiset lämpötilat olivat välttämättömiä vetyatomien fuusion tapahtumiseen. Vaikka Auringon pinta on paljon viileämpi kuin mitä tähän reaktioon tarvitaan, sisäalueet, mukaan Eddingtonin laskelmat osoittautuivat hänelle ehdottomasti tarpeeksi kuumiksi

Toiseksi Eddingtonin päättely auttoi selittämään joitain muita ilmiöitä. Aurinko oli herkän tasapainon tilassa sisäisen painovoiman ja lämpötilan ulkoisen vaikutuksen välillä. Entä jos tämä tasapainotila ei ole tyypillinen kaikille tähdille?

Oletetaan, että jokin tähti ei ole tarpeeksi kuuma vastustaakseen puristusta painovoiman vaikutuksesta.Tällainen tähti kutistuisi ja samalla gravitaatioenergia (kuten Helmholtz huomautti) muuttuisi lämpöenergiaksi. Sisäinen lämpötila nousisi, laajenemisvoimat lisääntyisivät ja lopulta tasapainottaisivat painovoiman aiheuttaman paineen. Tähti kuitenkin kutistuisi edelleen hitaudesta - mutta yhä hitaammin. Kun supistuminen lopulta pysähtyi, lämpötila olisi jo paljon korkeampi kuin mitä tarvitaan painovoiman tasapainottamiseen, ja tähti alkaisi laajentua. Laajentuessaan lämpötila laskisi ja saavuttaisi pian uudelleen tasapainopisteen, mutta hitaudesta johtuen laajenemisprosessi ei pysähdy tässä vaiheessa - se hidastuisi vähitellen, sitten pysähtyisi ja tähti alkaisi supistua uudelleen. Tämä sykli toistuisi uudestaan ​​ja uudestaan ​​- loputtomasti.

Tällainen tähti sykkiisi jonkin tasapainoasennon, kuten heiluvan heilurin tai pomppivan jousen, ympärillä. Tällaisen tähden kirkkaus muuttuisi luonnollisesti säännöllisesti ja sen muutosten luonne (sen koko ja lämpötila huomioon ottaen) olisi täsmälleen sama kuin tähtien käyttäytyminen. Kefeidit

Sen jälkeen kun kaikki tähtitieteilijät olivat sopineet lämpötilasta ja paineesta Auringon sisäalueilla, jäi vielä selvittää prosessit, jotka mahdollistivat vedyn muuttumisen heliumiksi näissä olosuhteissa nopeudella, joka riittäisi selittämään auringon säteilyn kokonaismäärän. . Vuonna 1939 saksalaissyntyinen amerikkalainen fyysikko Hans Albrecht Bethe (s. 1906) onnistui kehittämään sopivan ydinreaktiosyklin. Niiden esiintymisnopeus Auringon sisällä vallitsevissa olosuhteissa (teoreettisten laskelmien ja maanpäällisistä laboratorioista saatujen kokeellisten tietojen mukaan) täytti täysin nämä vaatimukset

Niinpä Helmholtzin 1800-luvun 40-luvulla esittämän kysymyksen aurinkoenergian lähteestä Bethe lopulta ratkaisi lähes 100 vuotta myöhemmin.

Ja samaan aikaan Auringon mahdollinen elinikä vahvistettiin myös 100 miljardiksi vuodeksi.

Ultrakorkeiden lämpötilojen olemassaolon Auringon sisällä vahvistavien tietojen etsimisellä oli kuitenkin odottamaton sivuvaikutus: planetesimaalinen hypoteesi aurinkokunnan alkuperästä kumottiin.

Riisi. 22. Weizsäckerin hypoteesi

Oli mahdollista uskoa, että osa sen aineesta erottui Auringosta, joka sitten tiivistyi planeetoiksi, kunhan aurinkoaineen lämpötilaksi arvioitiin useita tuhansia asteita. Mutta useiden miljoonien asteiden lämpötila on täysin eri asia!

Vuonna 1939 amerikkalainen tähtitieteilijä Lyman Spitzer Jr. (s. 1914) osoitti vakuuttavasti, että tällainen superkuuma aine ei voinut tiivistyä planeetoiksi, vaan päinvastoin, se laajenee nopeasti Aurinkoa ympäröivään kaasusumuun ja pysyisi sumuna. .

Siksi tähtitieteilijät joutuivat jälleen palaamaan ratkaisemaan planeettojen muodostumista suhteellisen kylmästä aineesta. Heidän täytyi jälleen ajatella vanhan Laplace-tyypin supistuvia sumuja. Kuitenkin 1900-luvulla tiedettiin jo paljon siitä, kuinka tällainen sumu käyttäytyisi, ja sähköisistä ja magneettisista voimista, joille se altistuisi gravitaatiovoimien vaikutuksesta.

Vuonna 1943 saksalainen tähtitieteilijä Carl Friedrich Weizsäcker (s. 1912) ehdotti, että sumu, josta aurinkokunta nousi, ei pyöri yhtenä yksikkönä. Päinvastoin, sen ulkokerroksissa hänen mielestään pyörteiden liikkeiden olisi pitänyt muodostua pienempien pyörteiden kanssa suurempien sisällä. Siellä missä viereiset pyörteet kohtasivat, hiukkaset törmäsivät, sulautuivat yhä suuremmiksi hiukkasiksi, ja myöhemmin sinne muodostui planeettoja. Tällä tavalla Weizsäcker yritti vastata kysymyksiin, joihin Laplace yritti vastata, ja lisäksi selittää myös planeettojen kiertoradan järjestelyn, liikemäärän jakautumisen jne.

Weizsäckerin teoriaa otettiin vastaan ​​innostuneesti, mutta sen erityispiirteet aiheuttivat suurta keskustelua. Ne ovat edelleen käynnissä, ja monet tähtitieteilijät ovat esittäneet omia versioitaan, mutta yksikään niistä ei ole vielä saanut yleismaailmallista tunnustusta. Kuitenkin englantilainen tähtitieteilijä Fred Hoyle (s. 1915) ehdotti äskettäin mekanismia magneettiseen planeettojen muodostumiseen. Auringon kentällä, ja tämä teoria saavutti huomattavan suosion.

Oli miten oli, tähtitieteilijät ovat yksimielisiä siitä, että koko aurinkokunta - sekä aurinko että planeetat - syntyivät yhden yhteisen prosessin tuloksena. Toisin sanoen, jos maapallo nykyisessä muodossaan on ollut olemassa 4,7 miljardia vuotta, niin voimme ajatella sitä ja koko aurinkokunta (mukaan lukien aurinko) on nykyisessä muodossaan ollut olemassa 4,7 miljardia vuotta.

AURINKO
tähti, jonka ympärillä Maa ja muut aurinkokunnan planeetat kiertävät. Auringolla on ihmiskunnalle poikkeuksellinen rooli useimpien energiatyyppien ensisijaisena lähteenä. Elämä sellaisena kuin me tunnemme, se ei olisi mahdollista, jos Aurinko paistaisi hieman kirkkaammin tai vähän heikommin. Aurinko on tyypillinen pieni tähti, niitä on miljardeja. Mutta koska se on lähellä meitä, vain sen avulla tähtitieteilijät voivat tutkia yksityiskohtaisesti tähden fyysistä rakennetta ja sen pinnalla tapahtuvia prosesseja, mikä on käytännössä saavuttamaton suhteessa muihin tähtiin edes tehokkaimmilla kaukoputkilla. Kuten muutkin tähdet, Aurinko on kuuma kaasupallo, joka koostuu enimmäkseen vedystä ja puristaa oman painovoimansa. Auringon säteilemä energia syntyy syvällä sen syvyyksissä lämpöydinreaktioiden aikana, jotka muuttavat vedyn heliumiksi. Vuotaessaan tämä energia säteilee avaruuteen fotosfääristä - ohuesta auringonpinnan kerroksesta. Fotosfäärin yläpuolella on Auringon ulkoilmakehä - korona, joka ulottuu monille Auringon säteille ja sulautuu planeettojen väliseen väliaineeseen. Koska koronassa oleva kaasu on hyvin harvinaista, sen hehku on erittäin heikkoa. Yleensä kirkkaan päivätaivaan taustalla näkyvä korona tulee näkyviin vain täydellisten auringonpimennysten aikana. Kaasun tiheys laskee monotonisesti Auringon keskustasta sen reuna-alueille, ja lämpötila saavuttaen 16 miljoonaa K keskustassa, laskee 5800 K: iin fotosfäärissä, mutta nousee sitten taas 2 miljoonaan K koronassa. Fotosfäärin ja koronan välistä siirtymäkerrosta, joka havaitaan kirkkaan punaisena reunana täydellisten auringonpimennysten aikana, kutsutaan kromosfääriksi. Auringon aktiivisuussykli on 11 vuotta. Tänä aikana auringonpilkkujen (fotosfäärin tummat alueet), soihdut (odottamattomat kirkastumiset kromosfäärissä) ja ulkonemien (koronassa tiivistyvien tiheiden, kylmien vetypilvien) määrä lisääntyy ja taas vähenee. Tässä artikkelissa puhumme edellä mainituista Auringon alueista ja ilmiöistä. Lyhyen kuvauksen jälkeen Auringosta tähdenä keskustelemme sen sisäisestä rakenteesta, sitten fotosfääristä, kromosfääristä, soihdoista, näkymistä ja koronasta.
Aurinko on kuin tähti. Aurinko sijaitsee galaksin kierrehaaroissa yli puolet galaksin säteestä sen keskustasta. Yhdessä naapuritähtien kanssa Aurinko kiertää galaksin keskustaa n. 240 miljoonaa vuotta. Aurinko on spektriluokan G2 V keltainen kääpiö, joka kuuluu Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssiin. Auringon tärkeimmät ominaisuudet on esitetty taulukossa. 1. Huomaa, että vaikka Aurinko on kaasumainen keskelle asti, sen keskimääräinen tiheys (1,4 g/cm3) ylittää veden tiheyden ja Auringon keskustassa se on huomattavasti suurempi kuin jopa kullan tai platinan tiheys, mikä joiden tiheys on n. 20 g/cm3. Auringon pinta 5800 K lämpötilassa emittoi 6,5 kW/cm2. Aurinko pyörii akselin ympäri planeettojen yleisen pyörimissuuntaan. Mutta koska aurinko ei ole kiinteä kappale, sen fotosfäärin eri alueet pyörivät eri nopeuksilla: kiertoaika päiväntasaajalla on 25 päivää ja leveysasteella 75° - 31 päivää.

Pöytä 1.
AURINGON OMINAISUUDET

AURINGON SISÄINEN RAKENNE
Koska emme voi suoraan tarkkailla Auringon sisäosia, tietomme sen rakenteesta perustuu teoreettisiin laskelmiin. Kun havainnoista tiedetään Auringon massa, säde ja valoisuus, sen rakenteen laskemiseksi on tehtävä oletuksia energiantuotantoprosesseista, sen siirtymisen mekanismeista ytimestä pintaan ja aineen kemiallisesta koostumuksesta. Geologiset todisteet osoittavat, että Auringon kirkkaus ei ole muuttunut merkittävästi viimeisten muutaman miljardin vuoden aikana. Mikä energialähde voi ylläpitää sitä niin pitkään? Perinteiset kemialliset polttoprosessit eivät sovellu tähän. Jopa gravitaatiopuristus Kelvinin ja Helmholtzin laskelmien mukaan pystyi ylläpitämään Auringon hehkua vain n. 100 miljoonaa vuotta. Tämän ongelman ratkaisi vuonna 1939 G. Bethe: aurinkoenergian lähde on vedyn lämpöydinmuutos heliumiksi. Koska lämpöydinprosessin hyötysuhde on erittäin korkea ja aurinko koostuu lähes kokonaan vedystä, tämä ratkaisi ongelman täysin. Kaksi ydinprosessia tuottaa Auringon kirkkauden: protoni-protoni-reaktio ja hiili-typpikierto (katso myös STARS). Protoni-protonireaktio johtaa heliumytimen muodostumiseen neljästä vetyytimestä (protonista), jolloin vapautuu 4,3 × 10-5 erg energiaa gammasäteiden muodossa, kaksi positronia ja kaksi neutriinoa jokaista heliumytimettä kohti. Tämä reaktio tuottaa 90 % Auringon kirkkaudesta. Kestää 1010 vuotta ennen kuin kaikki Auringon ytimessä oleva vety muuttuu heliumiksi. Vuonna 1968 R. Davis ja hänen kollegansa alkoivat mitata lämpöydinreaktioiden aikana syntyneiden neutriinojen virtaa auringon ytimessä. Tämä oli ensimmäinen kokeellinen testi aurinkoenergian teorialle. Neutriinot ovat erittäin heikosti vuorovaikutuksessa aineen kanssa, joten ne lähtevät vapaasti Auringon syvyyksistä ja saavuttavat maan. Mutta samasta syystä instrumenttien rekisteröinti on erittäin vaikeaa. Huolimatta laitteiston parantamisesta ja aurinkomallin jalostuksesta havaittu neutriinovirta on edelleen 3 kertaa ennustettua pienempi. Mahdollisia selityksiä on useita: joko Auringon ytimen kemiallinen koostumus ei ole sama kuin sen pinnan; tai ytimessä tapahtuvien prosessien matemaattiset mallit eivät ole täysin tarkkoja; tai matkalla Auringosta Maahan neutrino muuttaa ominaisuuksiaan. Tällä alalla tarvitaan lisätutkimuksia.
Katso myös NEUTRIIN ASTRONOMIA. Energian siirtymisessä auringon sisätiloista pintaan säteilyllä on päärooli, konvektiolla on toissijainen merkitys ja lämmönjohtavuudella ei ole merkitystä. Auringon sisätilojen korkeissa lämpötiloissa säteilyä edustavat pääasiassa röntgensäteet, joiden aallonpituus on 2-10. Konvektiolla on merkittävä rooli ytimen keskialueella ja suoraan fotosfäärin alapuolella olevassa ulkokerroksessa. Vuonna 1962 amerikkalainen fyysikko R. Layton havaitsi, että osa auringon pinnasta värähtelee pystysuunnassa n. 5 minuuttia. R. Ulrichin ja K. Wolfin laskelmat osoittivat, että pyörteisistä kaasuliikkeistä virittyneet ääniaallot fotosfäärin alla olevalla konvektiivisella vyöhykkeellä voivat ilmetä tällä tavalla. Siinä, kuten urkupillissä, vahvistetaan vain ne äänet, joiden aallonpituus sopii tarkalleen vyöhykkeen paksuuteen. Vuonna 1974 saksalainen tiedemies F. Debner vahvisti kokeellisesti Ulrichin ja Wolfin laskelmat. Siitä lähtien 5 minuutin värähtelyjen tarkkailusta on tullut tehokas menetelmä Auringon sisäisen rakenteen tutkimiseen. Niitä analysoimalla saatiin selville, että: 1) konvektiivisen vyöhykkeen paksuus on n. 27 % Auringon säteestä; 2) Auringon ydin todennäköisesti pyörii pintaa nopeammin; 3) heliumpitoisuus Auringon sisällä on n. 40 painoprosenttia. On myös raportoitu havaintoja värähtelyistä 5 ja 160 minuutin välillä. Nämä pidemmät ääniaallot voivat tunkeutua syvemmälle Auringon sisäosaan, mikä auttaa ymmärtämään auringon sisäosan rakennetta ja mahdollisesti ratkaisemaan auringon neutriinojen puutteen.
AURINGON ILMAINEN
Photosphere. Tämä on useita satoja kilometrejä paksu läpikuultava kerros, joka edustaa Auringon "näkyvää" pintaa. Koska yläilmakehä on käytännössä läpinäkyvä, alhaalta fotosfääriin päästyään säteily poistuu siitä vapaasti ja menee avaruuteen. Ilman kykyä absorboida energiaa, fotosfäärin ylempien kerrosten on oltava kylmempiä kuin alempien kerrosten. Todisteena tästä on valokuvissa Auringosta: kiekon keskellä, jossa fotosfäärin paksuus näkölinjalla on minimaalinen, se on kirkkaampaa ja sinisempää kuin reunassa ("raajassa"). levyä. Vuonna 1902 A. Schusterin ja myöhemmin E. Milnen ja A. Eddingtonin laskelmat vahvistivat, että fotosfäärin lämpötilaero on juuri sellainen, että se varmistaa säteilyn siirtymisen läpikuultavan kaasun läpi alemmista kerroksista ylempään kerrokseen. . Pääaine, joka absorboi ja lähettää uudelleen valoa fotosfäärissä, ovat negatiiviset vetyionit (vetyatomit, joihin on kiinnittynyt lisäelektroni).
Fraunhofer-spektri. Auringonvalolla on jatkuva spektri absorptioviivojen kanssa, jotka J. Fraunhofer löysi vuonna 1814; ne osoittavat, että vedyn lisäksi aurinkokehässä on monia muita kemiallisia alkuaineita. Absorptioviivat muodostuvat spektriin, koska fotosfäärin ylempien, viileämpien kerrosten atomit absorboivat alhaalta tulevaa valoa tietyillä aallonpituuksilla eivätkä säteile sitä yhtä voimakkaasti kuin kuumat alemmat kerrokset. Fraunhofer-linjan kirkkauden jakautuminen riippuu sitä tuottavien atomien lukumäärästä ja tilasta, ts. kaasun kemiallisesta koostumuksesta, tiheydestä ja lämpötilasta. Siksi Fraunhofer-spektrin yksityiskohtainen analyysi mahdollistaa fotosfäärin olosuhteiden ja sen kemiallisen koostumuksen määrittämisen (taulukko 2). Taulukko 2.
AURINGON VALOKUVAN KEMIALLINEN KOOSTUMUS
Alkuaine Suhteellisen atomimäärän logaritmi

Vety _____________12.00
Helium___________11.20
Hiili __________8.56
Typpi _____________7,98
Happi _____________9.00
Natrium ____________6.30
Magnesium___________7.28
Alumiini _____________6.21
Pii __________7.60
Rikki _____________7.17
Kalsium __________6.38
Chrome _____________6.00
Rauta___________6.76

Vedyn jälkeen yleisin alkuaine on helium, joka tuottaa vain yhden juovan optisessa spektrissä. Siksi heliumpitoisuutta fotosfäärissä ei mitata kovin tarkasti, ja se päätetään kromosfäärin spektreistä. Auringon ilmakehän kemiallisessa koostumuksessa ei ole havaittu vaihtelua.
Katso myös ALUE .
Rakeistus. Valokuvissa, jotka on otettu valkoisessa valossa erittäin hyvissä havainnointiolosuhteissa, näkyy pieniä kirkkaita pisteitä - "rakeita", joita erottaa tummia tiloja. Rakeiden halkaisijat n. 1500 km. Ne ilmestyvät ja katoavat jatkuvasti, ja ne kestävät 5-10 minuuttia. Tähtitieteilijät ovat pitkään epäilleet, että fotosfäärin rakeistuminen liittyy alhaalta lämmitetyn kaasun konvektiivisiin liikkeisiin. J. Beckersin spektrimittaukset osoittivat, että rakeen keskellä kuuma kaasu itse asiassa kelluu ylös nopeudella. OK. 0,5 km/s; sitten se leviää sivuille, jäähtyy ja putoaa hitaasti alas rakeiden tummia rajoja pitkin.
Supergranulaatio. R. Leighton havaitsi, että fotosfääri on myös jaettu paljon suurempiin soluihin, joiden halkaisija on noin. 30 000 km - "superrakeita". Supergranulaatio heijastaa aineen liikettä konvektiivisella vyöhykkeellä fotosfäärin alla. Kennon keskellä kaasu nousee pintaan, leviää sivuille nopeudella noin 0,5 km/s ja putoaa alas reunoistaan; Jokainen solu elää noin päivän. Kaasun liike supergranuleissa muuttaa jatkuvasti fotosfäärin ja kromosfäärin magneettikentän rakennetta. Fotosfäärinen kaasu on hyvä sähkönjohdin (koska osa sen atomeista on ionisoitunut), joten magneettikenttäviivat näyttävät jäätyneen siihen ja siirtyvät kaasun liikkeen myötä superrakeiden rajoille, missä ne keskittyvät ja kenttä voima kasvaa.
Auringon täplät. Vuonna 1908 J. Hale löysi auringonpilkuista voimakkaan magneettikentän, joka nousi sisäpuolelta pintaan. Sen magneettinen induktio on niin suuri (jopa useita tuhansia gausseja), että ionisoitu kaasu on itse pakotettu alistamaan liikkeensä kenttäkonfiguraatiolle; täplissä kenttä estää kaasun konvektiivista sekoittumista, mikä aiheuttaa sen jäähtymisen. Siksi auringonpilkkussa oleva kaasu on kylmempää kuin ympäröivä valokaasu ja näyttää tummemmalta. Täplillä on yleensä tumma ydin - "varjo" - ja sitä ympäröivä vaaleampi "penumbra". Tyypillisesti niiden lämpötila on 1500 ja 400 K alhaisempi kuin ympäröivässä fotosfäärissä.

Täplä aloittaa kasvunsa pienestä tummasta "huokosesta", jonka halkaisija on 1500 km. Suurin osa huokosista katoaa vuorokaudessa, mutta niistä kasvavat täplät säilyvät viikkoja ja saavuttavat 30 000 km:n halkaisijan. Auringonpilkkujen kasvun ja rappeutumisen yksityiskohtia ei täysin ymmärretä. Ei esimerkiksi ole selvää, puristuvatko pisteen magneettiputket kaasun vaakasuoran liikkeen takia vai ovatko ne valmiita "nousemaan esiin" pinnan alta. R. Howard ja J. Harvey havaitsivat vuonna 1970, että täplät liikkuvat Auringon yleisen pyörimisen suuntaan nopeammin kuin ympäröivä fotosfääri (noin 140 m/s). Tämä osoittaa, että täplät liittyvät valokehän alaisiin kerroksiin, jotka pyörivät nopeammin kuin Auringon näkyvä pinta. Tyypillisesti 2 - 50 täplää yhdistetään ryhmään, jolla on usein kaksinapainen rakenne: ryhmän toisessa päässä on yhden magneettisen polariteetin täpliä ja toisessa - päinvastoin. Mutta on myös moninapaisia ​​ryhmiä. Auringonpilkkujen määrä aurinkolevyllä muuttuu säännöllisesti n. 11 vuotta. Jokaisen jakson alussa uusia pisteitä ilmaantuu korkeilla auringon leveysasteilla (± 50°). Kun sykli kehittyy ja auringonpilkkujen määrä lisääntyy, niitä ilmaantuu yhä alemmilla leveysasteilla. Jakson loppua leimaa useiden auringonpilkkujen synty ja hajoaminen päiväntasaajan lähellä (± 10°). Jakson aikana suurimmalla osalla kaksinapaisten ryhmien "johtavista" (länsisistä) pisteistä on sama magneettinen napaisuus, joka on erilainen Auringon pohjoisella ja eteläisellä pallonpuoliskolla. Seuraavassa syklissä johtavien pisteiden napaisuus käännetään. Siksi he puhuvat usein täydellisestä 22 vuoden auringon aktiivisuuden syklistä. Tämän ilmiön luonteessa on edelleen paljon mysteeriä.
Magneettikentät. Fotosfäärissä magneettikenttä, jonka induktio on yli 50 G, havaitaan vain auringonpilkuissa, täpliä ympäröivillä aktiivisilla alueilla ja myös superrakeiden rajoilla. Mutta L. Stenflo ja J. Harvey löysivät epäsuoria viitteitä siitä, että fotosfäärin magneettikenttä on itse asiassa keskittynyt ohuisiin putkiin, joiden halkaisija on 100-200 km ja joissa sen induktio on 1000-2000 Gaussia. Magnetoaktiiviset alueet eroavat hiljaisista alueista vain magneettiputkien lukumäärällä pintayksikköä kohti. On todennäköistä, että auringon magneettikenttä syntyy konvektiivisen vyöhykkeen syvyyksissä, missä kiehuva kaasu vääntää heikon alkukentän voimakkaiksi magneettiköyksiksi. Aineen differentiaalinen pyöriminen järjestää nämä kimput rinnakkain, ja kun niissä oleva kenttä vahvistuu tarpeeksi, ne kelluvat ylös fotosfääriin murtautuen ylöspäin erillisiksi kaareiksi. Näin luultavasti spotit syntyvät, vaikka tästä on vielä paljon epävarmuutta. Tahran hajoamisprosessia on tutkittu paljon perusteellisemmin. Aktiivisen alueen reunoilla kelluvat superrakeet vangitsevat magneettiputket ja irrottavat ne. Vähitellen yleiskenttä heikkenee; vastakkaisen napaisuuden omaavien putkien tahaton kytkeminen johtaa niiden keskinäiseen tuhoutumiseen.
Kromosfääri. Suhteellisen kylmän, tiheän fotosfäärin ja kuuman, harvinaisen koronan välissä on kromosfääri. Kromosfäärin heikko valo ei yleensä näy kirkkaan fotosfäärin taustalla. Se voidaan nähdä kapean nauhan muodossa Auringon raajan yläpuolella, kun fotosfääri suljetaan luonnollisesti (täyden auringonpimennyshetkellä) tai keinotekoisesti (erityisessä kaukoputkessa - koronagrafi). Kromosfääriä voidaan tutkia myös koko aurinkokiekon yli, jos havaintoja tehdään kapealla spektrialueella (noin 0,5) lähellä vahvan absorptioviivan keskustaa. Menetelmä perustuu siihen, että mitä suurempi absorptio, sitä matalammalle syvyydelle katseemme tunkeutuu auringon ilmakehään. Tällaisiin havaintoihin käytetään erityisen mallin spektrografia - spektroheliografia. Spektroheliogrammit osoittavat, että kromosfääri on heterogeeninen: se on kirkkaampi auringonpilkkujen yläpuolella ja superrakeiden rajoilla. Koska juuri näillä alueilla magneettikenttä vahvistuu, on selvää, että sen avulla energia siirtyy fotosfääristä kromosfääriin. Sitä kantavat luultavasti ääniaallot, jotka ovat kiihtyneet rakeissa olevan kaasun turbulenttisesta liikkeestä. Mutta kromosfäärin lämmitysmekanismeja ei vielä ymmärretä yksityiskohtaisesti. Kromosfääri säteilee voimakkaasti kovalla ultraviolettialueella (500-2000), joka on mahdoton havainnoida maan pinnalta. 1960-luvun alusta lähtien Auringon yläilmakehän ultraviolettisäteilystä on tehty monia tärkeitä mittauksia korkeilla raketteilla ja satelliiteilla. Sen spektristä löydettiin yli 1000 eri alkuaineiden emissioviivaa, mukaan lukien moninkertaisesti ionisoituneen hiilen, typen ja hapen rivit sekä vety-, heliumi- ja heliumionien pääsarja. Näiden spektrien tutkiminen osoitti, että siirtyminen kromosfääristä koronaan tapahtuu vain 100 km:n segmentillä, jossa lämpötila nousee 50 000 K:sta 2 000 000 K:een. Kävi ilmi, että kromosfäärin lämpeneminen tapahtuu suurelta osin koronasta termisen vaikutuksesta. johtuminen. Auringonpilkkuryhmien lähellä kromosfäärissä havaitaan kirkkaita ja tummia kuiturakenteita, jotka ovat usein pitkänomaisia ​​magneettikentän suuntaan. Yli 4000 km:n korkeudella näkyy epätasaisia, rosoisia muodostumia, jotka kehittyvät melko nopeasti. Tarkasteltaessa raajaa Balmerin ensimmäisen vetylinjan (Ha) keskellä, kromosfääri näillä korkeuksilla on täynnä monia pilkkuja - ohuita ja pitkiä kuuman kaasun pilviä. Niistä tiedetään vähän. Yksittäisen sipulin halkaisija on alle 1000 km; hän elää ok. 10 min. Nopeudella n. 30 km/s spicules nousevat 10 000-15 000 km korkeuteen, minkä jälkeen ne joko liukenevat tai laskeutuvat. Spiculien lämpötila on spektrin perusteella 10 000-20 000 K, vaikka ympäröivä korona lämpenee näillä korkeuksilla vähintään 600 000 K. Vaikuttaa siltä, ​​että spicules ovat suhteellisen kylmän ja tiheän kromosfäärin alueita, jotka nousevat tilapäisesti kuumaan, harvinaiseen koronaan. Laskeminen superrakeiden rajojen sisällä osoittaa, että spiculien määrä fotosfääritasolla vastaa rakeiden määrää; niiden välillä on todennäköisesti fyysinen yhteys.
välähtää. Auringonpilkkuryhmän yläpuolella oleva kromosfääri voi yhtäkkiä kirkastua ja laukaista kaasupurkauksen. Tämä ilmiö, jota kutsutaan "flare"ksi, on yksi vaikeimmin selitettävistä. Soihdut lähettävät voimakkaasti sähkömagneettisten aaltojen koko alueen - radiosta röntgensäteisiin, ja ne lähettävät usein elektronien ja protonien säteitä relativistisilla nopeuksilla (eli lähellä valon nopeutta). Ne herättävät planeettojenvälisessä väliaineessa iskuaaltoja, jotka saavuttavat maan. Soihdut esiintyvät useammin monimutkaisen magneettirakenteen omaavien täpläryhmien lähellä, varsinkin kun uusi täplä alkaa kasvaa nopeasti ryhmässä; tällaiset ryhmät tuottavat useita epidemioita päivässä. Heikkoja taudinpurkauksia esiintyy useammin kuin voimakkaita. Voimakkaimmat soihdut vievät 0,1 % aurinkolevystä ja kestävät useita tunteja. Soihdun kokonaisenergia on 1023-1025 J. SMM (Solar Maximum Mission) -satelliitin saamien soihdujen röntgenspektrit ovat mahdollistaneet soihdutuksen luonteen ymmärtämisen huomattavasti paremmin. Soihdun alkua voi merkitä röntgenpurske, jonka fotonin aallonpituus on alle 0,05 ja jonka aiheuttaa, kuten sen spektri osoittaa, relativististen elektronien virtaus. Muutamassa sekunnissa nämä elektronit lämmittävät ympäröivän kaasun 20 000 000 K, ja siitä tulee röntgensäteilyn lähde alueella 1-20, satoja kertoja suurempi kuin hiljaisesta Auringosta tuleva virta tällä alueella. Tässä lämpötilassa rautaatomit menettävät 24 26 elektronistaan. Sitten kaasu jäähtyy, mutta lähettää edelleen röntgensäteitä. Salama lähettää myös radioaaltoja. Australialainen P. Wild ja amerikkalainen A. Maxwell tutkivat soihdun kehitystä käyttämällä spektrografin radioanalogia - "dynaamista spektrianalysaattoria", joka tallentaa muutoksia säteilyn tehossa ja taajuudessa. Kävi ilmi, että säteilyn taajuus välähdyksen ensimmäisten sekuntien aikana putoaa 600 MHz:stä 100 MHz:iin, mikä osoittaa, että häiriö etenee koronan läpi 1/3 valon nopeudella. Vuonna 1982 yhdysvaltalaiset radioastronomit käyttivät VLA-radiointerferometriä kpl. New Mexico ja SMM-satelliitin tiedot ovat selvittäneet kromosfäärin ja koronan hienoja piirteitä soihdun aikana. Ei ole yllättävää, että nämä osoittautuivat luultavasti magneettisiksi silmukoiksi, joissa vapautuu energiaa, joka lämmittää kaasun soihdun aikana. Soihdun loppuvaiheessa magneettikenttään loukkuun jääneet relativistiset elektronit lähettävät edelleen erittäin polarisoituneita radioaaltoja liikkuen spiraalina aktiivisen alueen yläpuolella olevien magneettikenttälinjojen ympäri. Tämä säteily voi kestää useita tunteja taudinpurkauksen jälkeen. Vaikka kaasua tulee aina ulos soihdutusalueelta, sen nopeus ei yleensä ylitä Auringon pinnalta poistumisnopeutta (616 km/s). Soihdut kuitenkin lähettävät usein elektroni- ja protonivirtoja, jotka saavuttavat maan 1-3 päivässä ja aiheuttavat sille revontulia ja magneettikentän häiriöitä. Nämä hiukkaset, joiden energiat ovat miljardeja elektronivoltteja, ovat erittäin vaarallisia kiertoradalla oleville astronauteille. Siksi tähtitieteilijät yrittävät ennustaa auringonpurkauksia tutkimalla kromosfäärin magneettikentän konfiguraatiota. Kentän monimutkainen rakenne kierteineen voimalinjoineen, valmiina kytkettäväksi uudelleen, osoittaa soihdun mahdollisuuden.
Näkymät. Auringon näkyvät kohteet ovat suhteellisen kylmiä kaasumassoja, jotka ilmestyvät ja katoavat kuumassa koronassa. Koronografilla Ha-viivalla ne näkyvät auringon raajassa kirkkaina pilvinä tummaa taivasta vasten. Mutta spektroheliografilla tai Lyotin interferenssisuodattimilla tarkasteltuna ne näkyvät tummina filamenteina kirkkaan kromosfäärin taustalla.

Ulkonemien muodot ovat erittäin erilaisia, mutta päätyyppejä voidaan erottaa useita. Auringonpilkkujen ulkonemat muistuttavat verhoja, jotka ovat jopa 100 000 km pitkiä, 30 000 km korkeita ja 5 000 km paksuja. Joillakin näkyvillä on haarautunut rakenne. Harvinaisissa ja kauniissa silmukan muotoisissa ulkonemissa on pyöristetty muoto, jonka halkaisija on n. 50 000 km. Lähes kaikissa ulkonemissa on hienojakoinen kaasumaisten filamenttien rakenne, joka todennäköisesti toistaa magneettikentän rakenteen; tämän ilmiön todellinen luonne ei ole selvä. Kaasu liikkuu ulkonemissa yleensä virrassa alaspäin nopeudella 1-20 km/s. Poikkeuksena ovat "sergit" - ulkonevat, jotka lentävät ylöspäin pinnasta nopeudella 100-200 km/s ja putoavat sitten takaisin hitaammin. Näkymät syntyvät auringonpilkkuryhmien reunoilla ja voivat säilyä useiden Auringon kierrosten ajan (eli useita Maan kuukausia). Prominenssien spektrit ovat samanlaisia ​​kuin kromosfäärissä: kirkkaat vedyn, heliumin ja metallien viivat heikon jatkuvan säteilyn taustalla. Tyypillisesti hiljaisten näkymien emissioviivat ovat ohuempia kuin kromosfääriviivat; Tämä johtuu luultavasti atomien pienemmästä määrästä näkyvyysalueella. Spektrien analyysi osoittaa, että hiljaisten kohoumien lämpötila on 10 000-20 000 K ja tiheys noin 1010 at./cm3. Aktiivisissa kohteissa näkyy ionisoitua heliumia, mikä osoittaa huomattavasti korkeampaa lämpötilaa. Prominenssien lämpötilagradientti on erittäin suuri, koska niitä ympäröi korona, jonka lämpötila on 2 000 000 K. Prominenssien määrä ja niiden jakautuminen leveysasteilla 11 vuoden syklin aikana seuraa auringonpilkkujen jakautumista. Suurilla leveysasteilla on kuitenkin toinen ulkonemien vyö, joka siirtyy napaa kohti syklin maksimijakson aikana. Miksi näkyvyyttä syntyy ja mikä niitä tukee harvinaisessa koronassa, ei ole täysin selvää.
Kruunu. Auringon ulompi osa - korona - paistaa heikosti ja näkyy paljaalla silmällä vain täydellisen auringonpimennyksen aikana tai koronagrafia käytettäessä. Mutta se on paljon kirkkaampi röntgensäteissä ja radioalueella.
Katso myös ULKOPUOLINEN ILMAKEHALLINEN ASTRONOMIA. Korona loistaa kirkkaasti röntgenalueella, koska sen lämpötila vaihtelee välillä 1-5 miljoonaa K ja soihdutusten aikana yltää 10 miljoonaan K. Koronan röntgenspektrejä alettiin saada äskettäin satelliiteista ja optisia spektrejä on tutkittu. useiden vuosien ajan täydellisten pimennysten aikana. Nämä spektrit sisältävät viivoja moninkertaisesti ionisoituneita argon-, kalsium-, rauta-, piin- ja rikin atomeja, jotka muodostuvat vain yli 1 000 000 K lämpötiloissa.

Koronan valkoinen valo, joka näkyy pimennyksen aikana 4 auringon säteen etäisyydelle, muodostuu koronan vapaiden elektronien valon valosäteilyn sironnan seurauksena. Näin ollen koronan kirkkauden muutos korkeudella osoittaa elektronien jakautumisen, ja koska pääalkuaine on täysin ionisoitunut vety, niin myös kaasun tiheyden jakautuminen. Koronaaliset rakenteet jaetaan selkeästi avoimiin (säteet ja napaharjat) ja suljettuihin (silmukat ja kaaret); ionisoitu kaasu toistaa tarkasti koronan magneettikentän rakenteen, koska ei voi liikkua voimalinjojen yli. Koska kenttä tulee esiin fotosfääristä ja liittyy 11 vuoden auringonpilkkusykliin, koronan ulkonäkö muuttuu tämän syklin aikana. Vähimmäisjakson aikana korona on tiheä ja kirkas vain päiväntasaajan vyöhykkeellä, mutta syklin edetessä koronasäteitä ilmaantuu korkeammilla leveysasteilla ja maksimissaan ne näkyvät kaikilla leveysasteilla. Toukokuusta 1973 tammikuuhun 1974 kolme astronauttimiehistöä tarkkaili koronaa jatkuvasti Skylabin kiertorataasemalta. Heidän tiedot osoittivat, että tummat koronaaliset "reiät", joissa kaasun lämpötila ja tiheys laskevat merkittävästi, ovat alueita, joista kaasu lentää suurella nopeudella planeettojen väliseen avaruuteen luoden voimakkaita virtauksia tyynessä aurinkotuulessa. Magneettikentät koronarei'issä ovat ”avoimia”, ts. ulottui kauas avaruuteen, jolloin kaasu pääsi ulos koronasta. Nämä kenttäkonfiguraatiot ovat melko vakaita ja voivat säilyä vähintään kaksi vuotta auringon aktiivisuuden aikana. Koronaalireikä ja siihen liittyvä virta pyörivät yhdessä Auringon pinnan kanssa 27 vuorokauden ajan ja jos virta osuu maahan, ne aiheuttavat joka kerta geomagneettisia myrskyjä. Auringon ulkoilmakehän energiatase. Miksi Auringossa on niin kuuma korona? Emme tiedä sitä vielä. Mutta on melko perusteltu hypoteesi, että energia siirtyy ulkoilmakehään ääni- ja magnetohydrodynaamisten (MHD) aaltojen avulla, jotka syntyvät kaasun turbulenteista liikkeistä fotosfäärin alla. Päästyessään ylempiin harvinaisiin kerroksiin näistä aalloista tulee shokkiaaltoja, ja niiden energia haihtuu lämmittäen kaasua. Ääniaallot lämmittävät alemman kromosfäärin, ja MHD-aallot etenevät magneettikenttälinjoja pitkin syvemmälle koronaan ja lämmittävät sitä. Osa koronan lämmöstä menee lämmönjohtavuudesta johtuen kromosfääriin ja säteilee siellä avaruuteen. Jäljelle jäävä lämpö ylläpitää koronasäteilyä suljetuissa silmukoissa ja kiihdyttää aurinkotuulen virtauksia koronarei'issä.
Katso myös

Lähimmän tähtemme lämpötila on heterogeeninen ja vaihtelee merkittävästi. Auringon ytimessä painovoiman vetovoima tuottaa valtavan paineen ja lämpötilan, joka voi nousta 15 miljoonaan celsiusasteeseen. Vetyatomit puristuvat ja sulautuvat yhteen, jolloin syntyy heliumia. Tätä prosessia kutsutaan lämpöydinreaktioksi.
Termoydinreaktio tuottaa valtavia määriä energiaa. Energia virtaa auringon pinnalle, ilmakehään ja sen ulkopuolelle. Ytimestä energia siirtyy säteilyvyöhykkeelle, jossa se viettää jopa miljoona vuotta, ja siirtyy sitten konvektiiviselle vyöhykkeelle, Auringon sisäosan ylempään kerrokseen. Täällä lämpötila laskee alle 2 miljoonan celsiusasteen. Valtavat kuuman plasman kuplat muodostavat ionisoitujen atomien "keiton" ja liikkuvat ylöspäin kohti fotosfääriä.
Fotosfäärin lämpötila on lähes 5,5 tuhatta celsiusastetta. Täällä auringon säteilystä tulee näkyvää valoa. Auringonpilkut fotosfäärissä ovat kylmempiä ja tummempia kuin ympäröivällä alueella. Suurten auringonpilkkujen keskellä lämpötila voi laskea useisiin tuhansiin celsiusasteisiin.
Kromosfääri, aurinkokehän ilmakehän seuraava kerros, on hieman viileämpi 4320 asteessa. National Solar Observatoryn mukaan kromosfääri tarkoittaa kirjaimellisesti "väripalloa". Näkyvä valo kromosfääristä on yleensä liian heikkoa nähtäväksi kirkkaampaa fotosfääriä vasten, mutta täydellisen auringonpimennyksen aikana, kun kuu peittää fotosfäärin, kromosfääri näkyy punaisena reunana Auringon ympärillä.
"Kromosfääri näyttää punaiselta sen sisältämän valtavan vetymäärän vuoksi", National Solar Observatory kirjoittaa verkkosivuillaan.
Lämpötilat kohoavat merkittävästi koronassa, mikä voi näkyä myös pimennyksen aikana plasman virratessa ylöspäin. Korona voi olla yllättävän kuuma auringon runkoon verrattuna. Lämpötila vaihtelee täällä miljoonasta 10 miljoonaan celsiusasteeseen.
Kun korona jäähtyy ja menettää lämpöä ja säteilyä, materiaali puhalletaan ulos aurinkotuulen muodossa, joka toisinaan risteää maan kanssa.
Aurinko on aurinkokunnan suurin ja massiivisin esine. Se sijaitsee 149,5 miljoonan kilometrin päässä Maasta. Tätä etäisyyttä kutsutaan tähtitieteelliseksi yksiköksi ja sitä käytetään etäisyyksien mittaamiseen koko aurinkokunnassa. Auringonvalon ja lämmön saavuttaminen planeetallemme kestää noin 8 minuuttia, joten on toinen tapa määrittää etäisyys Auringosta - 8 valominuuttia.

Aiemmin julkaisimme artikkelin "", jossa kirjoitimme, että " La Riojan maakunnassa Espanjassa jatkuneen kuivuuden vuoksi 58 vuotta sitten säiliön luomisen vuoksi tulvineen Mansilla de la Sierran kaupungin jäänteet alkoivat ilmestyä veden alta. Vuonna 1959..."

Saatat myös olla kiinnostunut artikkelista "", josta opit, että " Varhain aamulla 14. maaliskuuta 2018 kuuluisa tiedemies ja tieteen popularisoija, professori Stephen William Hawking kuoli Cambridgessa. Tiedeyhteisössä hän oli..."

Ja tietysti, älä missaa "", vain täällä opit, että " Yli kaksi metriä lunta satoi Etelä-Tirolissa, Italiassa, mikä aiheutti tuhansia sähkökatkoja alueella ja teki maantieliikenteestä lähes mahdotonta. Tilanne oli..."

Auringon pintalämpötila määritetään analysoimalla auringon spektriä. Tiedetään, että se on energialähde kaikille luonnollisille prosesseille maapallolla, joten tutkijat ovat määrittäneet tähtemme eri osien kuumenemisen kvantitatiivisen arvon.

Säteilyn intensiteetti spektrin yksittäisissä väriosissa vastaa 6000 asteen lämpötilaa. Tämä on auringon pinnan tai fotosfäärin lämpötila.

Auringon ilmakehän ulkokerroksissa - kromosfäärissä ja koronassa - havaitaan korkeampia lämpötiloja. Koronassa lämpötila on noin yhdestä kahteen miljoonaa astetta. Voimakkaiden taudinpurkausten paikoissa lämpötila voi hetkeksi nousta jopa viiteenkymmeneen miljoonaan. Soihdun yläpuolella olevan koronan korkean kuumennuksen vuoksi röntgen- ja radiosäteilyn voimakkuus kasvaa huomattavasti.

Laskelmat tähtemme lämpenemisestä

Tärkein Auringossa tapahtuva prosessi on vedyn muuttuminen heliumiksi. Tämä prosessi on kaiken auringon energian lähde.
Auringon ydin on erittäin tiheä ja erittäin kuuma. Usein tapahtuu elektronien, protonien ja muiden ytimien rajuja törmäyksiä. Joskus protonien törmäykset ovat niin nopeita, että ne ylittäessään sähköisen hylkimisvoiman lähestyvät toisiaan halkaisijansa etäisyydellä. Tällä etäisyydellä ydinvoima alkaa toimia, minkä seurauksena protonit yhdistyvät ja vapauttavat energiaa.

Neljä protonia yhdistyvät vähitellen muodostaen heliumytimen, jossa kaksi protonia muuttuu neutroneiksi, kaksi positiivista varausta vapautuu positronien muodossa ja kaksi huomaamatonta neutraalia hiukkasta - neutriinoja - ilmestyy. Kun he kohtaavat elektroneja, molemmat positronit muuttuvat gammasäteilyfotoneiksi (annihilaatio).

Heliumatomin lepoenergia on pienempi kuin neljän vetyatomin lepoenergia.

Massaero muuttuu gammafotoneiksi ja neutriinoiksi. Kaikkien syntyneiden gammafotonien ja kahden neutrinon kokonaisenergia on 28 MeV. Tiedemiehet onnistuivat saamaan fotonien emissio.
Tämä on energiamäärä, jonka aurinko lähettää yhdessä sekunnissa. Tämä arvo edustaa auringon säteilyn tehoa.