• Môžeme nainštalovať sériu veľkých reflektorov v Lagrangeovom bode L1, aby sa časť svetla nedostala na Zem.
• Atmosféru/albedo našej planéty môžeme geoinžinierovať tak, aby odrážala viac svetla a menej absorbovala.
• Môžeme zbaviť planétu skleníkového efektu odstránením molekúl metánu a oxidu uhličitého z atmosféry.
• Môžeme opustiť Zem a zamerať sa na terraformáciu vonkajších svetov ako Mars.

Teoreticky môže všetko fungovať, ale bude si to vyžadovať obrovské úsilie a podporu.

Rozhodnutie o migrácii Zeme na vzdialenú obežnú dráhu sa však môže stať konečným. A hoci budeme musieť planétu neustále odstraňovať z obežnej dráhy, aby sme udržali konštantnú teplotu, bude to trvať stovky miliónov rokov. Aby sa kompenzoval účinok 1% zvýšenia svietivosti Slnka, musí sa Zem posunúť o 0,5% vzdialenosti od Slnka; na kompenzáciu 20% nárastu (t.j. za 2 miliardy rokov) musí byť Zem potiahnutá o 9,5% ďalej. Zem už nebude od Slnka vzdialená 149 600 000 km, ale 164 000 000 km.

Vzdialenosť od Zeme k Slnku sa za posledných 4,5 miliardy rokov príliš nezmenila. Ale ak sa Slnko bude naďalej ohrievať a nechceme, aby bola Zem úplne vyprážaná, budeme musieť vážne zvážiť možnosť migrácie planét.

Toto vyžaduje veľa energie! Posunúť Zem – všetkých jej šesť septiliónov kilogramov (6 x 10 24) – preč od Slnka – znamená výrazne zmeniť naše orbitálne parametre. Ak presunieme planétu zo Slnka na 164 000 000 km, budú zrejmé rozdiely:

• Zem bude obiehať okolo Slnka o 14,6 % dlhšie
• na udržanie stabilnej obežnej dráhy musí naša obežná rýchlosť klesnúť z 30 km/s na 28,5 km/s
• ak doba rotácie Zeme zostane rovnaká (24 hodín), rok nebude 365, ale 418 dní
• Slnko bude na oblohe oveľa menšie – o 10 % – a príliv a odliv spôsobený Slnkom bude slabší o niekoľko centimetrov

Ak sa Slnko zväčší a Zem sa od neho vzdiali, tieto dva efekty sa celkom nevyrušia; Slnko sa bude od Zeme javiť menšie

Aby sme však Zem dostali tak ďaleko, musíme urobiť veľmi veľké energetické zmeny: budeme musieť zmeniť gravitačnú potenciálnu energiu systému Slnko-Zem. Aj keď vezmeme do úvahy všetky ostatné faktory, vrátane spomalenia Zeme okolo Slnka, budeme musieť zmeniť orbitálnu energiu Zeme o 4,7 x 10 35 joulov, čo je ekvivalent 1,3 x 10 20 terawatthodín: 10 15-násobok ročné náklady na energiu znášané ľudstvom. Človek by si myslel, že o dve miliardy rokov budú iní, a aj sú, ale nie príliš. Budeme potrebovať 500 000-krát viac energie, než ľudstvo dnes celosvetovo generuje, pričom všetka sa použije na presun Zeme do bezpečia.

Rýchlosť, ktorou planéty obiehajú okolo Slnka, závisí od ich vzdialenosti od Slnka. Pomalá migrácia Zeme na 9,5 % vzdialenosti nenaruší obežné dráhy iných planét.

Technológia nie je najťažšia záležitosť. Zložitá otázka je oveľa zásadnejšia: ako získame všetku túto energiu? V skutočnosti je len jedno miesto, ktoré uspokojí naše potreby: samotné Slnko. V súčasnosti Zem dostáva zo Slnka približne 1500 wattov energie na meter štvorcový. Aby sme získali dostatok energie na pohyb Zeme v správnom čase, museli by sme postaviť pole (vo vesmíre), ktoré by zhromaždilo energiu 4,7 x 10 35 joulov rovnomerne počas 2 miliárd rokov. To znamená, že potrebujeme pole 5 x 10 15 metrov štvorcových (a 100% účinnosť), čo zodpovedá celej ploche desiatich planét, ako je tá naša.

Koncept vesmírnej slnečnej energie bol vyvinutý už dlho, ale nikto si ešte nepredstavoval pole solárnych článkov s rozlohou 5 miliárd štvorcových kilometrov.

Preto na prepravu Zeme na bezpečnú obežnú dráhu ďaleko potrebujete solárny panel s rozlohou 5 miliárd štvorcových kilometrov so 100-percentnou účinnosťou, ktorého všetka energia sa minie na vytlačenie Zeme na inú obežnú dráhu na 2 miliardy rokov. Je to fyzicky možné? Absolútne. S modernými technológiami? Vôbec nie. Je to prakticky možné? S tým, čo vieme teraz, takmer určite nie. Ťahanie celej planéty je ťažké z dvoch dôvodov: po prvé kvôli sile gravitačnej sily Slnka a kvôli masívnosti Zeme. Ale máme práve také Slnko a takú Zem a Slnko sa bude zahrievať bez ohľadu na naše činy. Kým prídeme na to, ako toto množstvo energie zhromaždiť a využiť, budeme potrebovať iné stratégie.

Existujú 3 možnosti deorbity - presunúť sa na novú obežnú dráhu (ktorá môže byť zase bližšie alebo ďalej od Slnka, alebo môže byť dokonca veľmi pretiahnutá), spadnúť do Slnka a opustiť slnečnú sústavu. Zvážte iba tretiu možnosť, ktorá je podľa môjho názoru najzaujímavejšia.

Keď sa budeme vzďaľovať od Slnka, bude pre fotosyntézu menej ultrafialového svetla a priemerná teplota na planéte bude rok čo rok klesať. Rastliny budú trpieť ako prvé, čo bude mať za následok vážne otrasy pre potravinové reťazce a ekosystémy. A doba ľadová príde dostatočne rýchlo. Jediné oázy s väčšími či menšími podmienkami budú v blízkosti geotermálnych prameňov, gejzírov. Nie však dlho.

Po určitom počte rokov (mimochodom, ročné obdobia už nebudú), v určitej vzdialenosti od Slnka začnú na povrchu našej planéty nezvyčajné dažde. Budú to dažde kyslíka. Ak budete mať šťastie, možno bude snežiť od kyslíka. Či sa tomu ľudia budú vedieť prispôsobiť na povrchu, nemôžem s istotou povedať - nebude tam ani jedlo, oceľ v takýchto podmienkach bude príliš krehká, takže nie je jasné, ako ťažiť palivo. povrch oceánu zamrzne do pevnej hĺbky, ľadová pokrývka pokryje celý povrch planéty okrem hôr v dôsledku expanzie ľadu - naša planéta zbelie.

Teplota jadra planéty, plášťa sa však nezmení, takže pod ľadovou pokrývkou v hĺbke niekoľkých kilometrov zostane teplota celkom znesiteľná. (ak vykopete takú baňu a poskytnete neustále jedlo a kyslík, môžete tam dokonca žiť)

Najzábavnejšia vec je v hlbinách mora. Kam ani teraz neprenikne žiadny svetelný lúč. Tam, v hĺbke niekoľkých kilometrov pod hladinou oceánu, sú celé ekosystémy, ktoré absolútne nezávisia od slnka, od fotosyntézy ani od slnečného tepla. Majú svoje látkové cykly, namiesto fotosyntézy chemosyntézu a želanú teplotu udržiava teplo našej planéty (sopečná činnosť, podmorské horúce pramene a pod.) Keďže teplotu vo vnútri našej planéty zabezpečuje jej gravitácia, je potrebné, aby sa teplota na našej planéte udržala pomocou tepla. hmoty, aj bez slnka, potom mimo slnečných sústav sa tam budú udržiavať stabilné podmienky, požadovaná teplota. A život, ktorý vrie v hlbinách mora, na dne oceánu, si ani nevšimne, že slnko je preč. Ten život ani nebude vedieť, že naša planéta sa kedysi točila okolo Slnka. Možno sa to vyvinie.

Je tiež nepravdepodobné, ale aj možné, že snehová guľa - Zem jedného dňa, po miliardách rokov, priletí k jednej z hviezd našej galaxie a spadne na jej obežnú dráhu. Je tiež možné, že na tej dráhe inej hviezdy sa naša planéta „roztopí“ a na povrchu sa objavia priaznivé podmienky pre život. Možno sa život v hlbinách mora po prekonaní celej tejto cesty opäť dostane na povrch, ako sa to už raz stalo. Možno sa v dôsledku evolúcie na našej planéte po tomto opäť objaví inteligentný život. A nakoniec možno vo zvyškoch jedného z dátových centier nájdu dochované médiá s otázkami a odpoveďami stránky

Nedá sa to vysvetliť... 29. september 2016

Vedci z NASA Jet Propulsion Laboratory a Los Alamos National Laboratory (USA) zostavili zoznam astronomických javov pozorovaných v slnečnej sústave, ktoré je úplne nemožné vysvetliť ...

Tieto skutočnosti boli opakovane overené a nie je dôvod pochybovať o ich reálnosti. Áno, ale vôbec nezapadajú do existujúceho obrazu sveta. A to znamená, že buď nerozumieme celkom správne prírodným zákonom, alebo ... niekto tieto zákony neustále mení.

Pozrite si niekoľko príkladov tu:

Kto urýchľuje vesmírne sondy

V roku 1989 sa sonda Galileo vydala na dlhú cestu k Jupiteru. Aby mu dali požadovanú rýchlosť, vedci použili „gravitačný manéver“. Sonda sa k Zemi priblížila dvakrát, aby ju gravitácia planéty mohla „potlačiť“, čím získala ďalšie zrýchlenie. Ale po manévroch sa ukázalo, že rýchlosť Galilea je vyššia, ako sa vypočítalo.

Technika bola vypracovaná a predtým sa všetky zariadenia zrýchlili normálne. Potom museli vedci do hlbokého vesmíru poslať ďalšie tri výskumné stanice. Sonda NEAR smerovala k asteroidu Eros, Rosetta letela študovať kométu Čurjumov-Gerasimenko a sonda Cassini smerovala k Saturnu. Všetci vykonali gravitačný manéver rovnakým spôsobom a pre všetkých sa ukázalo, že konečná rýchlosť bola vyššia ako vypočítaná - vedci tento ukazovateľ vážne sledovali po zaznamenanej anomálii s Galileom.

Neexistovalo žiadne vysvetlenie toho, čo sa stalo. Ale všetky vozidlá poslané na iné planéty po Cassini z nejakého dôvodu nezískali zvláštne dodatočné zrýchlenie počas gravitačného manévru. Čo teda bolo to „niečo“ medzi rokmi 1989 (Galileo) a 1997 (Cassini), čo dodalo všetkým sondám, ktoré sa dostali do hlbokého vesmíru, ďalší impulz?

Vedci stále krčia plecami: kto potreboval „tlačiť“ štyri satelity? V ufologických kruhoch sa dokonca objavila verzia, že istá Vyššia myseľ sa rozhodla, že bude potrebné pomôcť pozemšťanom preskúmať slnečnú sústavu.

Teraz tento efekt nie je pozorovaný a či sa ešte niekedy objaví, nie je známe.

Prečo Zem uteká pred slnkom?

Vedci sa už dávno naučili merať vzdialenosť od našej planéty k hviezde. Teraz sa považuje za rovných 149 597 870 kilometrov. Predtým sa verilo, že je nemenný. V roku 2004 však ruskí astronómovia zistili, že Zem sa od Slnka vzďaľuje približne o 15 centimetrov ročne – to je 100-krát viac, než je chyba merania.

Čo sa stane, čo bolo predtým opísané iba v sci-fi románoch: planéta prešla do „voľného pohybu“? Povaha cesty, ktorá sa začala, je stále neznáma. Samozrejme, ak sa rýchlosť odstraňovania nezmení, prejdú stovky miliónov rokov, kým sa vzdialime od Slnka natoľko, že planéta zamrzne. Ale zrazu sa rýchlosť zvýši. Alebo sa naopak Zem začne približovať k hviezde?

Zatiaľ nikto nevie, čo bude ďalej.

Kto "pionierov" nepustí do zahraničia

Americké sondy Pioneer 10 a Pioneer 11 boli vypustené v roku 1972 a 1983. Teraz by už mali opustiť slnečnú sústavu. Jeden aj druhý však v istom momente z neznámych príčin začali meniť svoju trajektóriu, akoby ich neznáma sila nechcela pustiť príliš ďaleko.

"Pionier-10" sa už odchýlil o štyristotisíc kilometrov od vypočítanej trajektórie. "Pionier-11" presne opakuje cestu kolegu. Existuje mnoho verzií: vplyv slnečného vetra, únik paliva, chyby programovania. Všetky však nie sú veľmi presvedčivé, keďže obe lode spustené s odstupom 11 rokov sa správajú rovnako.

Ak neberiete do úvahy intrigy mimozemšťanov či boží plán nepustiť ľudí zo slnečnej sústavy, tak sa tu možno prejavuje vplyv tajomnej temnej hmoty. Alebo existujú nejaké nám neznáme gravitačné efekty?

Čo sa skrýva na okraji nášho systému

Ďaleko, ďaleko za trpasličou planétou Pluto je tajomný asteroid Sedna, jeden z najväčších v našej sústave. Sedna je navyše považovaná za najčervenší objekt našej sústavy – je dokonca červenšia ako Mars. Prečo nie je známe.

Hlavná záhada však leží inde. Urobí úplnú revolúciu okolo Slnka za 10 tisíc rokov. Navyše cirkuluje po veľmi predĺženej obežnej dráhe. Buď k nám tento asteroid prišiel z iného hviezdneho systému, alebo možno, ako sa niektorí astronómovia domnievajú, bol vyrazený z kruhovej dráhy gravitačnou príťažlivosťou nejakého veľkého objektu. Čo? Astronómovia to nemajú ako zistiť.

Prečo sú zatmenia Slnka také dokonalé

V našom systéme sú rozmery Slnka a Mesiaca, ako aj vzdialenosť od Zeme k Mesiacu a k Slnku vybrané veľmi originálnym spôsobom. Ak sa z našej planéty (mimochodom, jedinej, kde je inteligentný život) pozoruje zatmenie Slnka, potom disk Seleny dokonale rovnomerne pokrýva disk hviezdy - ich veľkosti sa presne zhodujú.

Ak by bol Mesiac o niečo menší alebo ďalej od Zeme, potom by sme nikdy nemali úplné zatmenie Slnka. Nehoda? Niečo je neuveriteľné...

Prečo žijeme tak blízko našej hviezdy

Vo všetkých hviezdnych systémoch, ktoré študovali astronómovia, sú planéty usporiadané v rovnakom poradí: čím väčšia je planéta, tým bližšie je k hviezde. V našej slnečnej sústave sa obri - Saturn a Jupiter - nachádzajú v strede a predbiehajú "deti" - Merkúr, Venušu, Zem a Mars. Prečo sa to stalo, nie je známe.

Ak by sme mali rovnaký svetový poriadok ako v okolí všetkých ostatných hviezd, potom by sa Zem nachádzala niekde v oblasti dnešného Saturnu. A tam vládne pekelná zima a žiadne podmienky pre inteligentný život.

Rádiový signál zo súhvezdia Strelca

V 70. rokoch 20. storočia začal v USA program na vyhľadávanie možných mimozemských rádiových signálov. Za týmto účelom bol rádioteleskop nasmerovaný na rôzne časti oblohy a on skenoval éter na rôznych frekvenciách a snažil sa odhaliť signál umelého pôvodu.

Astronómovia sa niekoľko rokov nemohli pochváliť aspoň niektorými výsledkami. Ale 15. augusta 1977, keď bol astronóm Jerry Ehman v službe, rekordér zaznamenávajúci všetko, čo padlo do „uší“ rádioteleskopu, zaznamenal signál alebo šum, ktorý trval 37 sekúnd. Tento jav sa nazýva Wow! - podľa okrajovej poznámky, ktorú vytiahol červeným atramentom omráčený Ehman.

„Signál“ bol na frekvencii 1420 MHz. Podľa medzinárodných dohôd v tomto rozsahu nepracuje žiadny pozemný vysielač. Postupoval zo smeru súhvezdia Strelec, kde sa najbližšia hviezda nachádza vo vzdialenosti 220 svetelných rokov od Zeme. Či to bolo umelé - stále neexistuje odpoveď. Následne vedci opakovane prehľadávali túto oblasť oblohy. Ale bezvýsledne.

Temná hmota

Všetky galaxie v našom vesmíre sa točia vysokou rýchlosťou okolo toho istého stredu. Keď však vedci vypočítali celkovú hmotnosť galaxií, ukázalo sa, že sú príliš ľahké. A podľa fyzikálnych zákonov by sa celý tento kolotoč už dávno pretrhol. Nerozbije sa však.

Na vysvetlenie toho, čo sa deje, vedci prišli s hypotézou, že vo vesmíre existuje nejaký druh temnej hmoty, ktorú nemožno vidieť. Ale tu je to, čo to je a ako to cítiť, astronómovia ešte nepredstavujú. Vieme len, že jeho hmotnosť je 90% hmotnosti vesmíru. A to znamená, že vieme, aký svet nás obklopuje, len z jednej desatiny.

Život na Marse

Hľadanie organických látok na Červenej planéte sa začalo v roku 1976 – pristála tam americká kozmická loď Viking. Museli vykonať sériu experimentov, aby buď potvrdili alebo vyvrátili hypotézu obývateľnosti planéty. Výsledky sa ukázali byť rozporuplné: na jednej strane bol v atmosfére Marsu zistený metán - samozrejme biogénneho pôvodu, ale nebola identifikovaná ani jedna organická molekula.

Podivné výsledky experimentov sa pripisovali chemickému zloženiu marťanskej pôdy a rozhodli, že na Červenej planéte stále nie je život. Množstvo ďalších štúdií však naznačuje, že na povrchu Marsu bola kedysi vlhkosť, čo opäť hovorí v prospech existencie života. Podľa niektorých môžeme hovoriť o podzemných formách života.

Aké hádanky nestoja za to?

zdrojov

niečo, čo váš rozhovor - "prerazil":

Aká je vzdialenosť od Zeme k Slnku?

Vzdialenosť medzi Zemou a Slnkom sa pohybuje od 147 do 152 miliónov km. Bolo to veľmi presne merané pomocou radaru.

Čo je to svetelný rok?

Svetelný rok je vzdialenosť 9460 miliárd km. Práve touto dráhou prejde svetlo za rok, pričom sa pohybuje konštantnou rýchlosťou 300 000 km/s.

Ako ďaleko je to na Mesiac?

Mesiac je náš sused. Vzdialenosť k nej v bode obežnej dráhy najbližšie k Zemi je 356 410 km. Maximálna vzdialenosť Mesiaca od Zeme je 406 697 km. Vzdialenosť bola vypočítaná z času, ktorý laserový lúč potreboval na dosiahnutie Mesiaca a návrat späť, odrazený od zrkadiel, ktoré na povrchu Mesiaca zanechali americkí astronauti a sovietske lunárne vozidlá.

Čo je to parsek?

Parsek sa rovná 3,26 svetelným rokom. Paralaxné vzdialenosti sa merajú v parsekoch, to znamená vzdialenosti vypočítané geometricky z najmenších posunov zdanlivej polohy hviezdy, keď sa Zem pohybuje okolo Slnka.

Aká je najvzdialenejšia hviezda, ktorú môžete vidieť?

Najvzdialenejšie vesmírne objekty, ktoré možno pozorovať zo Zeme, sú kvazary. Sú vo vzdialenosti 13 miliárd svetelných rokov od Zeme.

Ustupujú hviezdy?

Štúdie červeného posunu ukazujú, že všetky galaxie sa vzďaľujú od našej. Čím ďalej, tým rýchlejšie sa pohybujú. Najvzdialenejšie galaxie sa pohybujú takmer rýchlosťou svetla.

Ako bola prvýkrát zmeraná vzdialenosť k Slnku?

V roku 1672 dvaja astronómovia – Cassini vo Francúzsku a Riecher v Guyane – zaznamenali presnú polohu Marsu na oblohe. Z malého rozdielu medzi týmito dvoma meraniami vypočítali vzdialenosť k Marsu. A potom vedci pomocou elementárnej geometrie vypočítali vzdialenosť od Zeme k Slnku. Hodnota získaná Cassini sa ukázala byť podhodnotená o 7 %.

Aká je vzdialenosť k najbližšej hviezde?

Najbližšia hviezda k slnečnej sústave je Proxima Centauri, vzdialenosť od nej je 4,3 svetelných rokov alebo 40 biliónov. km.

Ako astronómovia merajú vzdialenosti?

Aká je vzdialenosť od Zeme k Slnku?

slnko(ďalej len S.) - centrálne teleso slnečnej sústavy, je horúca plazmová guľa; S. je najbližšia hviezda k Zemi. Hmotnosť S. - 1 990 1030 kg(332 958-násobok hmotnosti Zeme). 99,866 % hmoty slnečnej sústavy je sústredených v S. Slnečná paralaxa (uhol, pod ktorým je ekvatoriálny polomer Zeme viditeľný zo stredu S., ktorý je v priemernej vzdialenosti od S., je 8 "794 (4,263'10 \u003d 5 rad). Vzdialenosť od Zeme k S(astronomická jednotka). Stredný uhlový priemer S. je 1919",26 (9,305'10 = 3 rad), čo zodpovedá lineárnemu priemeru S. 1,392'109 m (109-násobok priemeru zemského rovníka). Priemerná hustota S. 1,41'103 kg / m3 Gravitačné zrýchlenie na povrchu S. je 273,98 m/s2 Parabolická rýchlosť na povrchu S. (druhá kozmická rýchlosť) je 6,18'105 m/s Efektívna teplota povrchu S. S., určené podľa Stefan-Boltzmannovho zákona, žiarenie podľa celkového žiarenia S. (pozri Slnečné žiarenie) sa rovná 5770 K.

História teleskopických pozorovaní S. začína pozorovaniami G. Galilea v roku 1611; boli objavené slnečné škvrny a bolo určené obdobie slnečnej revolúcie okolo svojej osi. V roku 1843 nemecký astronóm G. Schwabe objavil cyklickosť slnečnej aktivity. Rozvoj metód spektrálnej analýzy umožnil študovať fyzikálne podmienky na Slnku.V roku 1814 objavil J. Fraunhofer tmavé absorpčné čiary v spektre Slnka, čím sa začalo štúdium chemického zloženia Slnka. Od roku 1836 sa pravidelne pozoruje zatmenie Slnka, čo viedlo k objavu koróny a chromosféry Slnka, ako aj slnečných protuberancií. V roku 1913 americký astronóm J. Hale pozoroval Zeemanovo štiepenie Fraunhoferových čiar v spektre slnečných škvŕn a dokázal tak existenciu magnetických polí na severe. Do roku 1942 švédsky astronóm B. Edlen a ďalší identifikovali niekoľko čiar v spektre slnečnej koróny s čiarami vysoko ionizovaných prvkov, čím dokázali vysokú teplotu v slnečnej koróne. V roku 1931 B. Lio vynašiel slnečný koronograf, ktorý umožnil pozorovať korónu a chromosféru bez zatmení. Začiatkom 40. rokov. 20. storočie bola objavená rádiová emisia zo slnka. bol rozvoj magnetohydrodynamiky a fyziky plazmy. Od začiatku vesmírneho veku sa ultrafialové a röntgenové žiarenie slnečného žiarenia študuje metódami mimoatmosférickej astronómie pomocou rakiet, automatických orbitálnych observatórií na satelitoch Zeme a vesmírnych laboratórií s ľuďmi na palube. V ZSSR sa výskum slnečného žiarenia uskutočňuje na Krymských a Pulkovských observatóriách a v astronomických inštitúciách v Moskve, Kyjeve, Taškente a Alma-Ate. Abastumani, Irkutsk a i. Väčšina zahraničných astrofyzikálnych observatórií sa zaoberá výskumom S. (pozri Astronomické observatóriá a ústavy).

Rotácia S. okolo osi prebieha v rovnakom smere ako rotácia Zeme, v rovine naklonenej o 7? 15" k rovine obežnej dráhy Zeme (ekliptika). Rýchlosť rotácie je určená zdanlivým pohybom rôznych časti v atmosfére S. a posunom spektrálnych čiar v spektre okraja slnečného disku v dôsledku Dopplerovho javu. Zistilo sa teda, že perióda rotácie Slnka nie je v rôznych zemepisných šírkach rovnaká. rôzne detaily na slnečnom povrchu sa určujú pomocou heliografických súradníc meraných zo slnečného rovníka (heliografickej zemepisnej šírky) a z viditeľného disku stredného poludníka S. alebo z niektorého poludníka zvoleného ako počiatočný (tzv. Carringtonov poludník). zároveň sa predpokladá, že S. rotuje ako pevné teleso Poloha začiatočného poludníka je uvedená v Astronomických ročenkách na každý deň Informácie o polohe osi N na nebeskej sfére.Body s heliografickou šírkou 17° vykoná jednu otáčku vzhľadom na Zem za 27,275 dní ( synodické obdobie). Doba rotácie v rovnakej zemepisnej šírke severu vzhľadom na hviezdy (hviezdna perióda) je 25,38 dňa. Uhlová rýchlosť rotácie w pre hviezdnu rotáciu sa mení s heliografickou zemepisnou šírkou j podľa zákona: w = 14?, 44-3? sin2j za deň. Lineárna rýchlosť rotácie na rovníku severu je asi 2000 m/s.

S. ako hviezda je typický žltý trpaslík a nachádza sa v strednej časti hlavnej postupnosti hviezd na Hertzsprung-Russellovom diagrame Zdanlivá fotovizuálna magnitúda S. je - 26,74, absolútna vizuálna magnitúda Mv je + 4,83 . Farebný index S. je pre prípad modrej (B) a vizuálnej (V) oblasti spektra MB - MV = 0,65. Spektrálna trieda C. G2V. Rýchlosť pohybu vzhľadom k celku najbližších hviezd je 19,7 × 103 m/s. S. sa nachádza vo vnútri jedného zo špirálových ramien našej Galaxie vo vzdialenosti asi 10 kpc od jej stredu. Obdobie slnečnej revolúcie okolo stredu Galaxie je asi 200 miliónov rokov. Vek S. je približne 5 – 109 rokov.

Vnútorná stavba S. je určená za predpokladu, že ide o sféricky symetrické teleso a je v rovnováhe. Rovnica prenosu energie, zákon zachovania energie, stavová rovnica ideálneho plynu, Stefan-Boltzmannov zákon a podmienky hydrostatickej, žiarivej a konvekčnej rovnováhy spolu s hodnotami celkovej svietivosti, celkovej hmotnosti , a polomer C. stanovený z pozorovaní a údaje o jeho chemickom zložení umožňujú zostaviť model Vnútorná štruktúra S. Predpokladá sa, že obsah vodíka v S. je asi 70% hmotnosti, hélia je približne 27 % a obsah všetkých ostatných prvkov je približne 2,5 %. Na základe týchto predpokladov sa vypočítalo, že teplota v strede S. je 10-15?106 K, hustota je asi 1,5'105 kg/m3 a tlak je 3,4'1016 N/m2 (asi 3' 1011 atmosfér). Predpokladá sa, že zdrojom energie, ktorý dopĺňa straty žiarenia a udržuje vysokú teplotu C., sú jadrové reakcie prebiehajúce v hĺbkach C. Priemerné množstvo energie generované vo vnútri C. je 1,92 erg/g/s. energia je určená jadrovými reakciami, pri ktorých sa vodík premieňa na hélium. Na S. sú možné 2 skupiny termonukleárnych reakcií tohto typu: tzv. protón-protónový (vodíkový) cyklus a uhlíkový cyklus (Betheho cyklus). Najpravdepodobnejšie je, že v soláriu prevláda protón-protónový cyklus, ktorý pozostáva z troch reakcií, v prvej z nich vznikajú z vodíkových jadier jadrá deutéria (ťažký izotop vodíka, atómová hmotnosť 2); v druhom z jadier deutéria vznikajú jadrá izotopu hélia s atómovou hmotnosťou 3 a napokon v treťom z nich jadrá stabilného izotopu hélia s atómovou hmotnosťou 4.

K prenosu energie z vnútorných vrstiev solária dochádza najmä absorpciou elektromagnetického žiarenia prichádzajúceho zdola a následným prežiarením. V dôsledku znižovania teploty so vzdialenosťou od stredu slnečného žiarenia sa vlnová dĺžka žiarenia postupne zväčšuje, čím sa väčšina energie odovzdáva horným vrstvám (viď Wineov zákon žiarenia).Prenos energie pohybom horúcej hmoty z vnútorných vrstiev a ochladzovanie vnútri (konvekcia) hrá významnú úlohu v relatívne vyšších vrstvách, ktoré tvoria konvekčnú zónu slnečného žiarenia, ktorá začína v hĺbke asi 0,2 polomeru Slnka a má hrúbku asi 108 m Rýchlosť konvekčných pohybov sa zvyšuje so vzdialenosťou od stredu solária a dosahuje (2–2, 5)?103 m/s. V ešte vyšších vrstvách (v atmosfére) sa energia opäť prenáša žiarením. V horných vrstvách slnečnej atmosféry (v chromosfére a koróne) je časť energie dodávaná mechanickými a magnetohydrodynamickými vlnami, ktoré vznikajú v konvekčnej zóne, ale sú absorbované len v týchto vrstvách. Hustota v hornej atmosfére je veľmi nízka a potrebný odvod energie v dôsledku žiarenia a vedenia tepla je možný len vtedy, ak je kinetická teplota týchto vrstiev dostatočne vysoká. Napokon v hornej časti slnečnej koróny je väčšina energie odnášaná tokmi hmoty vzďaľujúcimi sa od Slnka, tzv. slnečný vietor. teplota v každej vrstve je nastavená na takú úroveň, aby sa automaticky vykonala energetická bilancia: množstvo energie vnesenej v dôsledku absorpcie všetkých druhov žiarenia, tepelnej vodivosti alebo pohybu hmoty sa rovná súčtu všetkých energetické straty vrstvy.

Celkové vyžarovanie slnečného žiarenia je určené osvetlením, ktoré vytvára na povrchu Zeme – asi 100 000 luxov, keď je slnko na svojom zenite. Mimo atmosféry, v strednej vzdialenosti Zeme od severu, je osvetlenie 127 000 luxov. Svietivosť S. je 2,84 × 1027. Množstvo svetelnej energie, ktorá príde za 1 minútu na plochu 1 cm3, nastavenú kolmo na slnečné lúče mimo atmosféry v priemernej vzdialenosti Zeme od S., sa nazýva slnečná konštanta. Výkon celkového žiarenia S. je 3,83 × 1026 wattov, z toho na Zem dopadá asi 2 × 1017 W, priemerná jasnosť povrchu S. (pri pozorovaní mimo zemskej atmosféry) je 1,98 × 109 nt, jasnosť stredu disku S. je 2,48×109 nt. Jas disku S. klesá od stredu k okraju a tento pokles závisí od vlnovej dĺžky, takže jas na okraji disku S. napríklad pre svetlo s vlnovou dĺžkou 3600 A je cca. 0,2 jasu jeho stredu a pre 5000 A - asi 0,3 jasu stredu disku C. Na samom okraji disku C. jas klesne o faktor 100 za menej ako jednu sekundu oblúka, takže hranica disku C. vyzerá veľmi ostro (obr. 1).

Spektrálne zloženie svetla vyžarovaného slnečným žiarením, t.j. rozloženie energie v spektre slnečného žiarenia (po zohľadnení vplyvu absorpcie v zemskej atmosfére a vplyvu Fraunhoferových čiar), vo všeobecnosti zodpovedá rozdeleniu energie pri žiarení absolútne čierneho telesa s teplotou okolo 6000 K. V niektorých častiach spektra sú však badateľné odchýlky. Maximálna energia v spektre S. zodpovedá vlnovej dĺžke 4600 A. Spektrum S. je spojité spektrum, na ktorom je superponovaných viac ako 20 tisíc absorpčných čiar (Fraunhoferových čiar). Viac ako 60 % z nich bolo identifikovaných so spektrálnymi čiarami známych chemických prvkov porovnaním vlnových dĺžok a relatívnej intenzity absorpčnej čiary v slnečnom spektre s laboratórnymi spektrami. Štúdium Fraunhoferových línií poskytuje informácie nielen o chemickom zložení slnečnej atmosféry, ale aj o fyzikálnych podmienkach vo vrstvách, v ktorých vznikajú určité absorpčné čiary. Prevládajúcim prvkom v S. je vodík. Počet atómov hélia je 4-5 krát menší ako počet atómov vodíka. Počet atómov všetkých ostatných prvkov spolu je najmenej 1000-krát menší ako počet atómov vodíka. Z nich sú najpočetnejšie zastúpené kyslík, uhlík, dusík, horčík, kremík, síra, železo a i. V spektre C. možno identifikovať aj čiary patriace niektorým molekulám a voľným radikálom: OH, NH, CH, CO , a ďalšie.

Magnetické polia na S. sa merajú hlavne Zeemanovým štiepením absorpčných čiar v spektre S. (pozri Zeemanov efekt). Na severe je niekoľko typov magnetických polí (pozri slnečný magnetizmus). Celkové magnetické pole slnečnej sústavy je malé a dosahuje silu 1 Oe jednej alebo druhej polarity a mení sa s časom. Toto pole úzko súvisí s medziplanetárnym magnetickým poľom a jeho sektorovou štruktúrou. Magnetické polia spojené so slnečnou aktivitou môžu v slnečných škvrnách dosiahnuť silu niekoľko tisíc e. Štruktúra magnetických polí v aktívnych oblastiach je veľmi zložitá, striedajú sa magnetické póly rôznej polarity. Mimo slnečných škvŕn existujú aj miestne magnetické oblasti so silou poľa stoviek Oe. Magnetické polia prenikajú chromosférou aj slnečnou korónou. Na severe hrajú dôležitú úlohu magnetogasdynamické a plazmové procesy. Pri teplote 5000-10 000 K je plyn dostatočne ionizovaný, jeho vodivosť je vysoká a vzhľadom na obrovský rozsah slnečných javov je význam elektromechanických a magnetomechanických interakcií veľmi veľký (pozri Kozmická magnetohydrodynamika).

Atmosféru S. tvoria vonkajšie vrstvy prístupné na pozorovanie. Takmer všetko slnečné žiarenie pochádza zo spodnej časti jeho atmosféry, nazývanej fotosféra. Na základe rovníc prenosu energie žiarenia, radiačnej a lokálnej termodynamickej rovnováhy a pozorovaného toku žiarenia je možné teoreticky zostaviť model rozloženia teploty a hustoty s hĺbkou vo fotosfére. Hrúbka fotosféry je asi 300 km, jej priemerná hustota je 3×10=4 kg/m3. teplota vo fotosfére pri prechode do viacerých vonkajších vrstiev klesá, jej priemerná hodnota je asi 6000 K, na hranici fotosféry je to asi 4200 K. Tlak sa pohybuje od 2 × 104 do 102 N/m2. Existencia konvekcie v subfotosférickej zóne solária sa prejavuje nerovnomerným jasom fotosféry a jej viditeľnou zrnitosťou – takzvanou zrnitosťou. granulačná štruktúra. Granule sú svetlé škvrny viac-menej okrúhleho tvaru, viditeľné na obrázku S., získané v bielom svetle (obr. 2). Veľkosť granúl je 150-1000 km, životnosť 5-10 min. jednotlivé granuly možno pozorovať 20 minút. Niekedy granuly tvoria zhluky veľké až 30 000 km.Granuly sú svetlejšie ako medzikryštalické priestory o 20–30%, čo zodpovedá priemernému teplotnému rozdielu 300 K. Na rozdiel od iných útvarov je granulácia na povrchu S. vôbec rovnaká heliografických zemepisných šírkach a nezávisí od slnečnej aktivity. Rýchlosti chaotických pohybov (turbulentné rýchlosti) vo fotosfére sú podľa rôznych definícií 1-3 km/s. Vo fotosfére boli nájdené kváziperiodické oscilačné pohyby v radiálnom smere. Vyskytujú sa na miestach o veľkosti 2-3 tisíc km, s periódou asi 5 minút a amplitúdou rýchlosti rádovo 500 m/s.Po niekoľkých periódach oscilácie v danom mieste zoslabnú, potom môžu opäť nastať. Pozorovania tiež ukázali existenciu buniek, v ktorých dochádza k pohybu v horizontálnom smere od stredu bunky k jej hraniciam. Rýchlosť takýchto pohybov je asi 500 m/s. Veľkosti buniek - supergranule - 30-40 tisíc km. Poloha supergranúl sa zhoduje s bunkami chromosférickej mriežky. Na hraniciach supergranúl je magnetické pole zosilnené. Predpokladá sa, že supergranule odrážajú existenciu konvekčných buniek rovnakej veľkosti v hĺbke niekoľko tisíc km pod povrchom. Spočiatku sa predpokladalo, že fotosféra vydáva iba súvislé žiarenie a absorpčné čiary sa tvoria v reverznej vrstve umiestnenej nad ňou. Neskôr sa zistilo, že vo fotosfére sa tvoria spektrálne čiary aj spojité spektrum. Pre zjednodušenie matematických výpočtov pri výpočte spektrálnych čiar sa však niekedy používa koncept reverznej vrstvy.

Slnečné škvrny a fakle. Vo fotosfére sú často pozorované slnečné škvrny a erupcie (obr. 1 a 2). Slnečné škvrny sú tmavé útvary, zvyčajne pozostávajúce z tmavšieho jadra (tieň) a penumbry, ktorá ho obklopuje. Priemer škvŕn dosahuje 200 000 km. Niekedy je miesto obklopené svetlým okrajom. Veľmi malé škvrny sa nazývajú póry. Životnosť škvŕn je od niekoľkých hodín do niekoľkých mesiacov.V spektre škvŕn je pozorovaných ešte viac čiar a absorpčných pásov ako v spektre fotosféry, podobá sa spektru hviezdy spektrálneho typu KO. Posuny čiar v spektre škvŕn vplyvom Dopplerovho javu naznačujú pohyb hmoty v škvrnách - výtok na nižších úrovniach a prítok na vyšších úrovniach, rýchlosti pohybu dosahujú 3 × 103 m/s (Evershedov efekt). Z porovnaní intenzít čiar a súvislého spektra škvŕn a fotosféry vyplýva, že škvrny sú chladnejšie ako fotosféra o 1-2 tisíc stupňov (4500 K a menej). Výsledkom je, že na pozadí fotosféry sa škvrny javia ako tmavé, jas jadra je 0,2-0,5 jasu fotosféry, jas penumbry je asi 80% jasu fotosféry. Všetky slnečné škvrny majú silné magnetické pole, u veľkých škvŕn dosahuje 5000 e. Škvrny zvyčajne tvoria skupiny, ktoré môžu byť vo svojom magnetickom poli unipolárne, bipolárne a multipolárne, t.j. obsahujú veľa škvŕn rôznej polarity, často spojených spoločnou penumbrou. Skupiny slnečných škvŕn sú vždy obklopené faculami a vločkami, protuberanciami, niekedy sa v ich blízkosti vyskytujú slnečné erupcie a v slnečnej koróne nad nimi sú pozorované útvary v podobe lúčov prilieb, vejárov - to všetko spolu tvorí aktívnu oblasť na severe Priemerný ročný počet pozorovaných slnečných škvŕn a aktívnych oblastí, ako aj priemerná plocha, ktorú zaberajú, sa mení s periódou približne 11 rokov. Ide o priemernú hodnotu, pričom trvanie jednotlivých cyklov slnečnej aktivity sa pohybuje od 7,5 do 16 rokov (pozri Slnečná aktivita). Najväčší počet škvŕn súčasne viditeľných na povrchu solária sa v rôznych cykloch líši viac ako dvakrát. Väčšinou sa škvrny nachádzajú v tzv. kráľovské zóny, siahajúce od 5 do 30? heliografická šírka na oboch stranách slnečného rovníka. Na začiatku cyklu slnečnej aktivity je zemepisná šírka umiestnenia škvŕn vyššia, na konci cyklu nižšia a vo vyšších zemepisných šírkach sa objavujú škvrny nového cyklu. Častejšie sa pozorujú bipolárne skupiny slnečných škvŕn, ktoré pozostávajú z dvoch veľkých slnečných škvŕn - hlavnej slnečnej škvrny a ďalšej slnečnej škvrny s opačnou magnetickou polaritou a niekoľkých menších slnečných škvŕn. Headspots majú rovnakú polaritu počas celého cyklu slnečnej aktivity, tieto polarity sú opačné na severnej a južnej pologuli C. Zdá sa, že škvrny sú depresie vo fotosfére a hustota hmoty v nich je menšia ako hustota hmoty vo fotosfére na rovnakej úrovni .

V aktívnych slnečných oblastiach sa pozorujú fakuly - jasné fotosférické útvary, ktoré sú viditeľné v bielom svetle prevažne blízko okraja slnečného disku. Fakuly sa zvyčajne objavujú pred slnečnými škvrnami a existujú ešte nejaký čas po ich zmiznutí. Plocha miest s pochodňami je niekoľkonásobne väčšia ako plocha zodpovedajúcej skupiny slnečných škvŕn. Počet pochodní na slnečnom disku závisí od fázy cyklu slnečnej aktivity. Faculae majú maximálny kontrast (18%) blízko okraja C. disku, ale nie na samom okraji. V strede disku C. sú faculae prakticky neviditeľné a ich kontrast je veľmi malý. fakle majú zložitú vláknitú štruktúru, ich kontrast závisí od vlnovej dĺžky, pri ktorej sa pozorovania vykonávajú. teplota fakieľ je o niekoľko sto stupňov vyššia ako teplota fotosféry, celkové žiarenie z 1 cm2 prevyšuje fotosférické o 3-5%. Faculae sa očividne týčia trochu nad fotosférou. Priemerná dĺžka ich existencie je 15 dní, ale môže dosiahnuť takmer 3 mesiace.

Chromosféra. Nad fotosférou je vrstva atmosféry nazývaná chromosféra. Bez špeciálnych ďalekohľadov s úzkopásmovými optickými filtrami je chromosféra viditeľná iba počas úplného zatmenia Slnka ako ružový prstenec obklopujúci tmavý disk, v tých minútach, keď Mesiac úplne pokrýva fotosféru. Vtedy možno pozorovať spektrum chromosféry, tzv. bleskové spektrum. Na okraji disku S. sa chromosféra javí pozorovateľovi ako nerovný pás, z ktorého vyčnievajú jednotlivé zuby – chromosférické spikuly. Priemer spicules je 200-2000 km, výška je asi 10 000 km a rýchlosť stúpania plazmy v spicules je až 30 km/s. Na severe existuje súčasne až 250 000 spicules. Pri pozorovaní v monochromatickom svetle (napríklad vo svetle čiary ionizovaného vápnika 3934 A) je na disku C. viditeľná jasná chromosférická sieť pozostávajúca z jednotlivých uzlín - malých uzlín s priemerom 1000 km a veľkých s priemerom 2000 až 8000 km. Veľké uzliny sú zhluky malých. Veľkosť buniek mriežky je 30-40 000 km Predpokladá sa, že na hraniciach buniek chromosférickej mriežky sa tvoria spikuly. Pri pozorovaní vo svetle červenej vodíkovej čiary 6563 A je v blízkosti slnečných škvŕn v chromosfére vidieť charakteristickú vírivú štruktúru (obr. 3). Hustota v chromosfére klesá s rastúcou vzdialenosťou od stredu C. Počet atómov v 1 cm3 kolíše od 1015 v blízkosti fotosféry po 109 v hornej časti chromosféry. Spektrum chromosféry tvoria stovky emisných spektrálnych čiar vodíka, hélia a kovov. Najsilnejšie z nich sú červená čiara vodíka Na (6563 A) a čiary H a K ionizovaného vápnika s vlnovou dĺžkou 3968 A a 3934 A. Dĺžka chromosféry nie je pri pozorovaní v rôznych spektrách rovnaká, čiary : v najsilnejších chromosférických líniách ho možno vysledovať až 14 000 km nad fotosférou. Štúdium spektier chromosféry viedlo k záveru, že vo vrstve, kde dochádza k prechodu z fotosféry do chromosféry, prechádza teplota minimom a so zvyšujúcou sa výškou nad základňou chromosféry sa rovná 8-10 tisíc K a vo výške niekoľko tisíc km dosahuje 15 -20 tisíc K. Zistilo sa, že v chromosfére dochádza k chaotickému (turbulentnému) pohybu hmôt plynu s rýchlosťami do 15?103 m/ s. V línii Ha sú jasne viditeľné tmavé útvary nazývané vlákna. Na okraji disku S. vlákna vyčnievajú za disk a sú pozorované oproti oblohe ako svetlé protuberancie. Najčastejšie sa vlákna a protuberancie nachádzajú v štyroch zónach umiestnených symetricky vzhľadom na slnečný rovník: polárne zóny severne od + 40? a juh -40? heliografická zemepisná šírka a pásma s nízkou zemepisnou šírkou okolo? tridsať? na začiatku cyklu slnečnej aktivity a 17? na konci cyklu. Vlákna a prominencie zón nízkej zemepisnej šírky vykazujú presne definovaný 11-ročný cyklus; ich maximum sa zhoduje s maximom slnečných škvŕn. Vo výbežkoch vo vysokých zemepisných šírkach je závislosť od fáz cyklu slnečnej aktivity menej výrazná, maximum nastáva 2 roky po maxime slnečných škvŕn. Vlákna, ktoré sú tichými protuberanciami, môžu dosiahnuť dĺžku slnečného polomeru a existujú niekoľko rotácií severu Priemerná výška protuberancií nad povrchom severu je 30–50 tisíc km, priemerná dĺžka je 200 tisíc km a šírka je 5 000 km. Podľa štúdií A. B. Severného možno všetky protuberancie rozdeliť do 3 skupín podľa charakteru ich pohybov: elektromagnetické, pri ktorých dochádza k pohybom po usporiadaných zakrivených trajektóriách - magnetických siločiarach; chaotické, v ktorých prevládajú neusporiadané, turbulentné pohyby (rýchlosti rádovo 10 km/sec); eruptívna, pri ktorej sa substancia pôvodne tichého výbežku s chaotickými pohybmi náhle vymrští so zvyšujúcou sa rýchlosťou (dosahujúcou 700 km/s) smerom od severu. Vlákna, ktoré sú aktívne, rýchlo sa meniace výbežky, sa zvyčajne výrazne menia počas niekoľkých hodín alebo dokonca minút. Forma a povaha pohybov v protuberanciách úzko súvisí s magnetickým poľom v chromosfére a slnečnej koróne.

Slnečná koróna je najvzdialenejšia a najvzácnejšia časť slnečnej atmosféry, ktorá sa rozprestiera na niekoľkých (viac ako 10) polomeroch Slnka. Do roku 1931 bolo možné korónu pozorovať iba počas úplného zatmenia Slnka vo forme strieborno-perlovej žiary okolo S. disku pokrytého Mesiacom (pozri zväzok 9, vložený na s. 384-385). V korune dobre vyniknú detaily jeho štruktúry: prilby, ventilátory, koronálne lúče a polárne kefy. Po vynájdení koronografu sa slnečná koróna začala pozorovať aj mimo zatmení. Celkový tvar koróny sa mení s fázou cyklu slnečnej aktivity: v rokoch minima je koróna silne pretiahnutá pozdĺž rovníka, v rokoch maxima je takmer guľová. V bielom svetle je povrchový jas slnečnej koróny miliónkrát menší ako jas stredu disku C. Jeho žiara vzniká najmä v dôsledku rozptylu fotosférického žiarenia voľnými elektrónmi. Takmer všetky atómy v koróne sú ionizované. Koncentrácia iónov a voľných elektrónov na báze koróny je 109 častíc na 1 cm3. Ohrievanie koróny sa uskutočňuje podobne ako ohrievanie chromosféry. K najväčšiemu uvoľneniu energie dochádza v spodnej časti koróny, ale vďaka vysokej tepelnej vodivosti je koróna takmer izotermická – teplota smerom von klesá veľmi pomaly. Odtok energie v koróne prebieha niekoľkými spôsobmi. V spodnej časti koróny hrá hlavnú úlohu prenos energie nadol v dôsledku vedenia tepla. Strata energie je spôsobená únikom najrýchlejších častíc z koróny. Vo vonkajších častiach koróny je väčšina energie unášaná slnečným vetrom, prúdom koronálneho plynu, ktorého rýchlosť sa zvyšuje so vzdialenosťou od severu z niekoľkých km/s na jej povrchu na 450 km/s na zemskom povrchu. vzdialenosť. teplota v koróne presahuje 106K. V aktívnych oblastiach je teplota vyššia - až 107 K. Nad aktívnymi regiónmi, tzv. koronálne kondenzácie, pri ktorých sa desaťnásobne zvyšuje koncentrácia častíc. Súčasťou žiarenia vnútornej koróny sú radiačné čiary viacnásobne ionizovaných atómov železa, vápnika, horčíka, uhlíka, kyslíka, síry a iných chemických prvkov. Sú pozorované ako vo viditeľnej časti spektra, tak aj v ultrafialovej oblasti. V slnečnej koróne vzniká slnečné žiarenie v rozsahu metrov a röntgenové lúče, ktoré sú v aktívnych oblastiach mnohonásobne zosilnené. Výpočty ukázali, že slnečná koróna nie je v rovnováhe s medziplanetárnym prostredím. Toky častíc sa šíria z koróny do medziplanetárneho priestoru a vytvárajú slnečný vietor. Medzi chromosférou a korónou je pomerne tenká prechodná vrstva, v ktorej teplota prudko stúpa na hodnoty charakteristické pre korónu. Podmienky v nej určuje tok energie z koróny v dôsledku vedenia tepla. Prechodová vrstva je zdrojom väčšiny ultrafialového žiarenia C. Chromosféra, prechodová vrstva a koróna produkujú všetky pozorované rádiové emisie C. V aktívnych oblastiach sa štruktúra chromosféry, koróny a prechodovej vrstvy mení. Táto zmena však ešte nie je dobre pochopená.

Slnečné erupcie. V aktívnych oblastiach chromosféry sú pozorované náhle a relatívne krátkodobé zvýšenia jasu, ktoré sú viditeľné súčasne v mnohých spektrálnych čiarach. Tieto jasné útvary existujú od niekoľkých minút do niekoľkých hodín. Nazývajú sa slnečné erupcie (predtým názov je chromosférické erupcie). Svetlice sú najlepšie viditeľné vo svetle vodíkovej čiary Ha, ale tie najjasnejšie sú niekedy viditeľné v bielom svetle. V spektre slnečnej erupcie je niekoľko stoviek emisných čiar rôznych prvkov, neutrálnych a ionizovaných. teplota tých vrstiev slnečnej atmosféry, ktoré žiaria v chromosférických líniách (1-2), je ≈104 K, vo vyšších vrstvách - až 107 K. Hustota častíc v erupcii dosahuje 1013-1014 v 1 cm3. Plocha slnečných erupcií môže dosiahnuť 1015 m3. Slnečné erupcie sa zvyčajne vyskytujú v blízkosti rýchlo sa rozvíjajúcich skupín slnečných škvŕn so zložitými magnetickými poľami. Sú sprevádzané aktiváciou vlákien a vločiek, ako aj uvoľňovaním hmoty. Pri erupcii sa uvoľňuje veľké množstvo energie (až 1010-1011 J) Predpokladá sa, že energia slnečnej erupcie sa najprv uloží do magnetického poľa a potom sa rýchlo uvoľní, čo vedie k lokálnemu ohrevu a zrýchleniu protóny a elektróny, spôsobujúce ďalšie zahrievanie plynu, jeho žiaru v rôznych častiach spektra elektromagnetického žiarenia, vznik rázovej vlny. Slnečné erupcie spôsobujú výrazné zvýšenie slnečného ultrafialového žiarenia a sú sprevádzané výbuchmi röntgenového žiarenia (niekedy veľmi silnými), výbuchmi rádiových emisií a vyvrhovaním vysokoenergetických teliesok až do 1010 eV. Niekedy sú pozorované výbuchy röntgenového žiarenia aj bez zosilnenia žiary v chromosfére. Niektoré slnečné erupcie (nazývajú sa protónové erupcie) sú sprevádzané obzvlášť silnými prúdmi energetických častíc – kozmických lúčov slnečného pôvodu. Protónové záblesky predstavujú nebezpečenstvo pre astronautov počas letu, pretože Energetické častice, ktoré sa zrážajú s atómami plášťa kozmickej lode, vytvárajú brzdné žiarenie, röntgenové žiarenie a gama žiarenie, niekedy v nebezpečných dávkach.

Vplyv slnečnej aktivity na pozemské javy. S. je v konečnom dôsledku zdrojom všetkých druhov energie využívanej ľudstvom (okrem atómovej energie). Ide o energiu vetra, padajúcej vody, o energiu uvoľnenú pri spaľovaní všetkých druhov palív. Vplyv slnečnej aktivity na procesy prebiehajúce v zemskej atmosfére, magnetosfére a biosfére je veľmi rôznorodý (pozri Vzťahy Slnka a Zeme).

Prístroje na štúdium S. Pozorovania S. sa vykonávajú pomocou malých alebo stredne veľkých refraktorov a veľkých zrkadlových ďalekohľadov, v ktorých je väčšina optiky stacionárna a slnečné lúče smerujú dovnútra horizontálnej alebo vežovej inštalácie. teleskopu pomocou jedného (siderostat, heliostat) alebo dvoch (coelostat ) pohyblivých zrkadiel (pozri obr. k čl. Tower Telescope). Pri konštrukcii veľkých slnečných ďalekohľadov sa osobitná pozornosť venuje vysokému priestorovému rozlíšeniu pozdĺž disku C. Bol vytvorený špeciálny typ slnečného ďalekohľadu, nezatemňujúci koronograf. Vo vnútri koronografu je obraz S. zatienený umelým "Mesiac" - špeciálnym nepriehľadným diskom. V koronografe sa množstvo rozptýleného svetla mnohonásobne zníži, takže mimo zatmenia možno pozorovať aj najvzdialenejšie vrstvy atmosféry C. Slnečné ďalekohľady sú často vybavené úzkopásmovými optickými filtrami, ktoré umožňujú pozorovať v svetlo jednej spektrálnej čiary. Vytvorili sa aj filtre s neutrálnou hustotou s premenlivou priehľadnosťou po polomere, ktoré umožňujú pozorovať slnečnú korónu na vzdialenosť niekoľkých polomerov C. Veľké slnečné ďalekohľady bývajú vybavené výkonnými spektrografmi s fotografickým alebo fotoelektrickým záznamom spektier. Spektrograf môže mať aj magnetograf – nástroj na štúdium Zeemanovho štiepenia a polarizácie spektrálnych čiar a na určenie veľkosti a smeru magnetického poľa na severe absorbované v zemskej atmosfére viedlo k vytvoreniu orbitálnych observatórií mimo atmosféry , ktoré umožňujú získať spektrá slnečného žiarenia a jednotlivých útvarov na jeho povrchu mimo zemskej atmosféry.